>태양주기
탐구하다 태양주기: 태양 활동 주기 설명, 평균 시간, 태양의 11년 주기, 갈릴레오의 역할, 흑점 연구, 별 그래프.
태양주기- 이것은 태양 대기에서 발생하고 직경이 수천 킬로미터가 넘는 상대적으로 넓은 영역을 덮는 다양한 종류의 현상의 복합체이며 시간이 지남에 따라 태양의 해당 층의 물리적 특성이 상당히 크게 변화하는 것이 특징입니다. 대기. 태양 활동은 태양 활동의 다양한 매개 변수의 변화를 수반하는 일련의 물리적 현상이며 다양한 관찰 수단을 사용하여 기록됩니다.
태양 활동의 특징은 일반적으로 몇 분에서 수세기에 이르는 매우 넓은 범위를 가지고 있지만 주로 11년 주기의 주기가 있다는 것입니다. 수년간의 태양 활동 변화에 걸쳐 평균 주기 기간과의 편차도 있지만 11년 주기가 관찰됩니다. 예를 들어, 마지막 15주기의 기간은 7~17년이었습니다. 요즘에는 태양 활동의 11년, 22년(또는 이중), 30~40년(또는 브리크너), 80~90년(세기), 500년 및 1800~1900년 주기의 태양 활동 주기가 확실하게 불립니다. 확립된.
1610년에 갈릴레오 갈릴레이는 유럽에서 처음으로 망원경으로 관찰을 시작하여 400년 이상 지속된 태양 주기에 대한 정기적인 관찰을 시작했습니다. 130년 후인 1749년, 취리히(스위스) 시에 위치한 유럽에서 가장 오래된 천문대 중 하나가 이 지점에 대한 일일 관측을 시작했습니다. 처음에는 단순히 숫자를 세고 스케치한 다음 나중에 태양 표면의 사진을 찍기 시작했습니다. 현재까지 수많은 태양광 발전소가 태양 표면의 모든 변화를 지속적으로 모니터링하고 기록하고 있습니다.
종종 태양 주기는 태양 당 흑점의 수에 의해 결정되며, 그 주요 특징은 늑대 수(Wolf number)라는 특수 지수입니다. 이 지수를 계산하려면 여러 작업을 수행해야 합니다. 먼저 흑점 그룹의 수를 세고, 이 숫자에 10을 곱하고 여기에 개별 흑점의 수를 더해야 합니다. 숫자 10은 대략 한 그룹 내의 평균 지점 수에 해당하는 계수입니다. 이러한 알고리즘을 사용하면 관측 조건이 좋지 않아 모든 작은 흑점을 직접 계산할 수 없는 경우에도 흑점 수를 상당히 정확하게 결정할 수 있습니다. 이러한 계산 결과를 오랜 기간(1749년부터) 분석해 보면 흑점의 수가 주기적으로 변해 대략 11년 주기의 태양 활동 주기를 형성한다는 것이 분명해집니다.
이제 태양 주기를 모니터링하고 서로 독립적으로 흑점 수를 계산하는 조직이 2개 이상 있다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 첫 번째 조직은 소위를 결정하는 벨기에 태양 흑점 지수 데이터 센터입니다. 국제 흑점 번호. 또한 미국 국립해양대기청도 흑점 수 계산에 참여하고 있습니다. 이 조직에서 결정한 흑점 수를 NOAA 흑점 수라고 합니다.
17세기 후반 흑점에 대한 초기 관측 중 일부는 당시 태양이 비정상적으로 낮은 활동 기간을 통과하고 있었음을 보여주었습니다. 전문가들에 따르면 이 기간은 1645년부터 1715년까지 지속되었습니다. 당시의 관측은 현대만큼 자세하게 수행되지 않았지만 그럼에도 불구하고 태양 활동주기가 극도로 깊은 극소기를 통과한다는 사실은 확실하게 확립 된 것으로 간주됩니다. 이 기간은 "소빙하기"라고 불리는 행성 역사상 독특한 기후 단계에 해당합니다. 이 기간의 주요 특징 중 하나는 저위도 지역의 강이 얼고 온화한 기후 지역에서 비정상적으로 길고 종종 일년 내내 눈이 덮이는 것입니다. 과학자들은 태양 활동이 극도로 낮은 기간이 유사하거나 더 긴 기간이 먼 과거에 발생하여 다양한 지질학적, 역사적 시대에 지구의 기후에 큰 영향을 미쳤을 수 있다는 점을 배제하지 않습니다.
1874년 영국 그리니치 왕립천문대에서 별의 흑점 관측이 시작되었습니다. 이러한 관찰에는 반점의 수뿐만 아니라 크기와 태양 디스크에서의 위치도 고려되었습니다. 이 정보를 통해 태양 표면의 반점은 고르지 않게 분포되어 있지만 주로 두 개의 벨트 내에서 발생하며 그 중 하나는 태양 적도의 북쪽과 남쪽에 위치한다는 사실을 확인할 수 있었습니다. 이 흑점대 사이의 거리는 태양 주기에 따라 달라집니다. 주기의 맨 처음에 흑점은 고위도, 즉 태양 적도에서 먼 거리에 나타나고, 그런 다음 흑점 형성 벨트가 점차 서로 접근하기 시작하고 주기가 끝날 무렵에는 실제로 접촉합니다. 적도와 함께. 시간에 따라 디스크에서 흑점 위치의 의존성을 플로팅함으로써 나비의 날개처럼 보이는 "나비 다이어그램"이라고 불리는 잘 알려진 다이어그램을 얻을 수 있습니다. 흑점은 매우 강한 자기장이 존재하는 영역으로, 태양 자기장에 대한 관측 데이터를 기반으로 유사한 다이어그램을 구성하는 것이 가능합니다.
태양은 최근 유난히 "조용"했습니다. 활동성이 부족한 이유는 아래 그래프에서 드러납니다.
그래프에서 볼 수 있듯이 태양 활동의 11년 주기가 감소하고 있습니다. 지난 2년 동안 태양 활동이 최대에서 최소로 이동함에 따라 흑점의 수가 감소했습니다. 흑점이 적다는 것은 태양 플레어와 코로나 질량 방출이 적다는 것을 의미합니다.
따라서 24번째 태양주기는 지난 100년 동안 가장 약해진다.
11년의 활동 주기는 무엇입니까?
슈바베 주기(Schwabe Cycle) 또는 슈바베-늑대 주기(Schwabe-Wolf Cycle)라고도 불리는 11년 주기는 약 11년 동안 지속되는 태양 활동의 뚜렷한 주기입니다. 이는 흑점 수가 상당히 빠르게(약 4년) 증가한 다음 천천히(약 7년) 감소하는 것이 특징입니다. 주기의 길이는 엄밀히 말하면 11년과 동일하지 않습니다. 18~20세기에는 7~17년, 20세기에는 약 10.5년이었습니다.
울프 수란 무엇입니까?
볼프수(Wolf number)는 스위스 천문학자 루돌프 볼프(Rudolf Wolf)가 제안한 태양 활동의 척도입니다. 이는 현재 태양에서 관찰되는 점의 수와 동일하지 않지만 다음 공식을 사용하여 계산됩니다.
W=k(f+10g)
f는 관찰된 지점의 수입니다.
g는 관찰된 반점 그룹의 수입니다.
k는 관측에 사용되는 각 망원경에 대해 파생된 계수입니다.
상황은 정말 얼마나 차분한가요?
일반적인 오해는 태양 활동이 적은 기간 동안 우주 날씨가 "동결"되어 관찰하기에 흥미롭지 않게 된다는 것입니다. 그러나 그러한 기간에도 많은 흥미로운 현상이 발생합니다. 예를 들어, 지구의 상층 대기가 붕괴되어 우주 잔해물이 지구 주위에 쌓이게 됩니다. 태양권이 수축하여 지구가 성간 공간에 더욱 개방되게 됩니다. 은하계 우주선은 비교적 쉽게 태양계 내부로 침투합니다.
과학자들은 흑점 수가 계속 감소하는 상황을 모니터링하고 있습니다. 3월 29일 현재 울프의 등수는 23번이다.
잘 알려진 속담과는 달리 태양 위의 11일 동안 단 한 곳도 존재하지 않습니다. 이는 우리 별이 최소 활동 기간에 진입하고 있으며 내년에는 자기 폭풍과 X선 플레어가 드물어질 것임을 의미합니다. 우리는 Lebedev 물리 연구소의 X선 태양 천문학 연구소 직원이자 물리 및 수리 과학 박사인 Sergei Bogachev에게 태양의 활동이 다시 증가할 때 태양에 어떤 일이 일어나는지, 그리고 이러한 감소와 상승을 설명하는 방법에 대해 이야기하도록 요청했습니다.
오늘 태양에는 흑점이 없다.
과학자들이 흑점 수를 측정하기 위해 사용하는 지표인 태양의 월간 늑대 평균 수는 2018년 첫 3개월 동안 10 미만으로 떨어졌습니다. 그 전에는 2017년에는 10~40 수준을 유지했고, 몇 달 전에는 그 수치가 60에 이르렀습니다. 동시에 태양 플레어는 태양에서 거의 발생하지 않게 되었으며, 이와 함께 지구상의 자기 폭풍의 수도 0이 되는 경향이 있습니다. 이 모든 것은 우리 별이 약 11년마다 발견되는 다음 최소 태양 활동 상태를 향해 자신있게 움직이고 있음을 나타냅니다.
태양 주기의 개념 자체(그리고 이는 태양 활동의 최대값과 최소값의 주기적인 변화를 의미함)가 태양 물리학의 기본입니다. 1749년부터 260년 이상 동안 과학자들은 매일 태양을 모니터링하고 흑점의 위치와 그 수를 주의 깊게 기록해 왔습니다. 따라서 260년 이상 동안 이러한 곡선에서 맥박이 뛰는 것과 다소 유사한 주기적인 변화가 관찰되었습니다.
이러한 '태양심장의 박동'에는 각각 숫자가 부여되어 있으며, 관측 초기부터 총 24번의 박동이 관찰되었으며, 따라서 인류에게 여전히 친숙한 태양주기의 수는 바로 이 정도이다. 총 몇 개가 있었는지, 태양이 존재하는 한 항상 존재하는지, 아니면 산발적으로 나타나는지, 진폭과 지속 시간이 변하는지, 그리고 공룡 시대에 태양 주기가 어떤 지속 시간을 가졌는지 등 - 이 모든 질문과 질문에 대한 답은 없습니다. 활동주기가 모든 태양형 별의 특징인지 아니면 일부에만 존재하는지, 그렇다면 반지름이 같은 두 별이 질량은 동일한 주기를 갖습니다. 우리도 그것을 모릅니다.
따라서 태양주기는 가장 흥미로운 태양 미스터리 중 하나이며, 우리가 그 본질에 대해 꽤 많이 알고 있음에도 불구하고 그 기본 원리 중 많은 부분이 여전히 우리에게 미스터리입니다.
전체 관측 기록에 걸쳐 흑점 수로 측정된 태양 활동 그래프
태양주기는 태양에 소위 토로이드 자기장의 존재와 밀접한 관련이 있습니다. 북쪽과 남쪽의 두 극이 있고 그 선이 위에서 아래로 향하는 자석 형태를 갖는 지구 자기장과 달리 태양은 지구에 없는(또는 구별할 수 없는) 특별한 유형의 자기장을 가지고 있습니다. 이것은 태양을 둘러싸는 수평선이 있는 두 개의 자기 고리입니다. 하나는 태양의 북반구에 위치하고 두 번째는 남쪽에 대략 대칭으로 즉 적도에서 같은 거리에 있습니다.
토로이드 필드의 주요 선은 태양 표면 아래에 있지만 일부 선은 표면에 떠 있을 수 있습니다. 토로이드 자기장의 자기 튜브가 태양 표면을 관통하는 곳에서 흑점이 나타납니다. 따라서 어떤 의미에서 흑점의 수는 태양에 있는 토로이드 자기장의 힘(더 정확하게는 플럭스)을 반영합니다. 이 필드가 강할수록 스팟이 커질수록 그 수가 많아집니다.
따라서 태양의 반점이 11년에 한 번씩 사라진다는 사실로부터 우리는 11년에 한 번씩 토로이드 자기장이 태양에서 사라진다고 가정할 수 있습니다. 그것이 바로 그 방법이다. 그리고 실제로 이것은 11년 주기로 태양 토로이드 필드가 주기적으로 나타났다 사라지는 것이 태양 주기의 원인입니다. 반점과 그 수는 이 과정의 간접적인 징후일 뿐입니다.
태양주기는 왜 자기장의 강도가 아니라 흑점의 수로 측정됩니까? 글쎄요, 적어도 1749년에는 태양의 자기장을 관찰할 수 없었기 때문입니다. 태양의 자기장은 20세기 초 미국 천문학자 조지 헤일(George Hale)에 의해 발견되었습니다. 분광기의 발명가는 태양 스펙트럼 선의 분할 관찰을 포함하여 선의 프로파일을 매우 정확하게 측정할 수 있는 도구입니다. Zeeman 효과의 영향을 받습니다. 실제로 이것은 태양장을 최초로 측정한 것일 뿐만 아니라 일반적으로 외계 물체에서 자기장을 최초로 감지한 것이었습니다. 그래서 18~19세기 천문학자들은 흑점만 관찰할 수 있었고, 흑점과 자기장과의 연관성을 추측할 방법조차 없었습니다.
그렇다면 단순히 늑대 수를 세는 것보다 태양주기에 대한 훨씬 더 정확한 정보를 제공하는 우주 관측을 포함하여 다중 파동 천문학이 개발 된 우리 시대에 왜 지점을 계속 계산합니까? 그 이유는 매우 간단합니다. 측정하는 현대 사이클 매개변수가 무엇이든, 그것이 얼마나 정확하든 이 수치는 18세기, 19세기 및 20세기 대부분의 데이터와 비교할 수 없습니다. 당신은 당신의 주기가 얼마나 강한지 약한지 깨닫지 못할 것입니다.
태양 활동의 마지막 주기
SILSO 데이터/이미지, 벨기에 왕립 천문대, 브뤼셀
그러한 비교를 할 수 있는 유일한 방법은 200년 전과 똑같은 방법과 똑같은 공식을 사용하여 반점의 수를 세는 것입니다. 500년 후에 플레어 수와 전파 방출 플럭스에 대한 일련의 새로운 데이터가 축적될 가능성이 있지만, 일련의 흑점 수는 마침내 관련성을 잃고 천문학 역사의 일부로만 남게 될 것입니다. 지금까지는 그렇지 않습니다.
태양 주기의 본질에 대한 지식을 통해 우리는 흑점의 수와 위치에 대해 어느 정도 예측할 수 있으며 새로운 태양 주기가 시작되는 순간을 정확하게 결정할 수도 있습니다. 마지막 진술은 모호해 보일 수 있습니다. 왜냐하면 스팟 수가 거의 0으로 감소한 상황에서는 어제 있었던 스팟이 이전 주기에 속했고 오늘 스팟이 이미 주기의 일부라고 자신 있게 주장하는 것이 불가능해 보이기 때문입니다. 새로운 사이클. 그럼에도 불구하고 그러한 방법이 있으며 그것은 순환의 본질에 대한 지식과 정확하게 연결됩니다.
흑점은 태양 표면이 토로이드 자기장 선에 의해 관통되는 위치에 나타나기 때문에 각 지점에는 단순히 자기장의 방향으로 특정 자기 극성이 할당될 수 있습니다. 지점은 "북쪽" 또는 "남쪽"일 수 있습니다. 더욱이 자기장 튜브는 태양 표면의 두 지점을 관통해야 하므로 점은 우선적으로 쌍으로 형성되어야 합니다. 이 경우, 토로이드 필드의 선이 표면을 떠나는 곳에 형성된 지점은 북쪽 극성을 갖게 되고, 선이 되돌아오는 곳에 형성된 쌍을 이루는 지점은 남쪽 극성을 갖게 됩니다.
토로이드 장은 고리처럼 태양을 둘러싸고 수평으로 향하기 때문에 흑점 쌍은 태양 디스크에서 주로 수평으로 향합니다. 즉, 그들은 같은 위도에 위치하지만 하나가 다른 것보다 앞에 있습니다. 그리고 모든 지점의 자기장 방향은 동일하므로(하나의 자기 링으로 형성됨) 모든 지점의 극성은 동일한 방향으로 향하게 됩니다. 예를 들어, 모든 쌍의 첫 번째 선두 지점은 북쪽이 되고 두 번째 뒤떨어지는 지점은 남쪽이 됩니다.
흑점 지역의 자기장의 구조
이 패턴은 이 필드 링이 존재하는 한, 즉 11년 동안 유지됩니다. 필드의 대칭적인 두 번째 고리가 위치한 태양의 다른 반구에서는 극성도 11년 동안 모두 동일하게 유지되지만 반대 방향을 갖게 됩니다. 첫 번째 지점은 반대로 남쪽이 됩니다. 두 번째 - 북부.
태양주기가 바뀌면 어떻게 되나요? 그리고 극성 반전이라는 다소 놀라운 일이 발생합니다. 태양의 북극과 남극의 위치가 바뀌고 이에 따라 토로이드 자기장의 방향도 바뀐다. 첫째, 이 자기장은 0을 통과합니다. 이것이 태양 극소기라고 불리는 것이며 회복되기 시작하지만 방향은 다릅니다. 이전 주기에서 태양의 일부 반구 앞 지점이 북극을 가졌다면 새 주기에서는 이미 남극을 갖게 됩니다. 이를 통해 인접한 사이클의 지점을 서로 구별하고 새로운 사이클이 시작되는 순간을 자신있게 기록할 수 있습니다.
지금 태양에서 일어난 사건으로 돌아가면, 우리는 24번째 태양주기의 토로이드 장(toroidal field)이 죽어가는 과정을 관찰하고 있는 것입니다. 이 들판의 잔해는 여전히 표면 아래에 존재하며 때로는 꼭대기까지 떠오릅니다(요즘 고립된 희미한 점을 볼 수 있습니다). 그러나 전반적으로 이것은 11월의 마지막 며칠 따뜻한 날처럼 죽어가는 "화창한 여름"의 마지막 흔적입니다. 앞으로 몇 달 안에 이 필드가 마침내 사라지고 태양 주기가 또 다른 최소값에 도달할 것이라는 데는 의심의 여지가 없습니다.
지난 세기 중반 아마추어 천문학자인 G. 슈와베(G. Schwabe)와 R. 볼프(R. Wolf)는 시간이 지남에 따라 흑점의 수가 변하고, 이 변화의 평균 기간은 11년이라는 사실을 처음으로 확립했습니다. 태양에 관한 거의 모든 인기 책에서 이에 대해 읽을 수 있습니다. 그러나 전문가들 사이에서도 1775년에 코펜하겐의 P. Gorrebov가 감히 흑점의 주기성이 있다고 주장했다는 소식을 들은 사람은 거의 없습니다. 불행하게도 그가 관찰한 횟수는 너무 적어서 이 기간의 기간을 정할 수 없었습니다. Gorrebov의 관점에 반대하는 사람들의 높은 과학적 권위와 그의 모든 자료를 파괴 한 코펜하겐의 포격은이 진술이 다른 사람에 의해 입증 되더라도 잊혀지고 기억되지 않도록 모든 노력을 기울였습니다.
물론 이 모든 것이 태양 흑점의 상대적 수 지수를 도입하고 아마추어 및 전문 천문학자들의 다양한 관측 자료를 바탕으로 1749년부터 이를 복원할 수 있었던 Wolf의 과학적 장점을 어떤 식으로든 손상시키지 않습니다. G. Galileo 관찰 시점부터 최대 및 최소 흑점 수의 연도, 즉 1610년부터. 이를 통해 그는 단 17년 동안 관찰한 Schwabe의 매우 불완전한 작업을 강화하고 처음으로 흑점의 지속 기간을 결정할 수 있었습니다. 흑점 수의 평균 변화 기간. 이것이 태양 활동의 변화가 주기적으로 발생하며 평균 기간이 11.1 년이라는 유명한 Schwabe-Wolf 법칙이 나타난 방식입니다 (그림 12). 물론 그 당시에는 흑점의 상대적인 수만 논의되었습니다. 그러나 시간이 지나면서 이 결론은 알려진 모든 태양 활동 지수에 대해 확인되었습니다. 지난 100여년 동안 태양 연구자들이 발견한 수많은 다른 활동적 태양 현상 기간, 특히 더 짧은 기간은 일관되게 반박되어 왔으며 오직 11년 기간만이 항상 흔들리지 않는 상태로 남아 있습니다.
태양 활동의 변화는 주기적으로 발생하지만 이 주기성은 특별합니다. 사실은 최대(또는 최소) 늑대 수의 연도 사이의 시간 간격이 상당히 다양하다는 것입니다. 흑점의 상대적 수는 1749년부터 현재까지 흑점의 지속 기간이 최대 기간 사이에서 7~17년, 최소 기간 사이에서 9~14년으로 변동한 것으로 알려져 있습니다. 따라서 태양 활동의 11년 기간이 아니라 11년 주기(즉, 교란이 있는 기간 또는 "숨겨진" 기간)에 대해 말하는 것이 더 정확할 것입니다. 이 주기는 태양 활동의 본질에 대한 통찰력을 얻고 태양-지상 연결을 연구하는 데 매우 중요합니다.
그러나 11년 주기는 태양의 새로운 형성, 특히 흑점의 빈도 변화에서만 나타나는 것이 아닙니다. 또한 시간에 따른 흑점군의 위도 변화를 통해서도 감지할 수 있습니다(그림 13). 이러한 상황은 1859년 영국의 유명한 태양 연구자 R. Carrington의 관심을 끌었습니다. 그는 11년 주기가 시작될 때 반점이 일반적으로 고위도에서 평균적으로 ±25 - 30° 떨어진 고위도에서 나타난다는 것을 발견했습니다. 태양의 적도, 마지막 주기에서는 평균 위도 ±5 - 10°의 적도에 가까운 지역을 선호합니다. 나중에 이것은 독일 과학자 G. Schierer에 의해 훨씬 더 설득력있게 나타났습니다. 처음에는 이 기능이 그다지 중요하지 않았습니다. 그러나 상황은 극적으로 변했습니다. 11년 주기의 평균 기간은 늑대 수의 변화보다 흑점 그룹의 위도 변화를 통해 훨씬 더 정확하게 결정될 수 있다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 이제 11년 주기로 흑점군 위도의 변화를 나타내는 Sperer의 법칙은 Schwabe-Wolf 법칙과 함께 태양 순환의 기본 법칙으로 작용합니다. 이 방향에 대한 모든 추가 작업은 세부 사항을 명확하게 하고 이 변형을 다양한 방식으로 설명했습니다. 그러나 그럼에도 불구하고 그들은 Sperer의 법칙의 공식을 변경하지 않았습니다.
쌀. 13. 흑점군의 나비 도표(그리니치 표준시).
이제 우리는 발견 이후 100년 넘게 태양 연구의 초점이 되어온 태양 활동의 11년 주기에 대해 살펴보겠습니다. 겉보기에 놀랍도록 단순해 보이는 것 뒤에는 실제로 우리가 항상 모든 것을 잃을 위험에 직면하거나 적어도 이미 우리에게 드러난 것의 많은 부분을 잃을 위험에 직면하는 복잡하고 다면적인 과정이 실제로 있습니다. 태양 활동 예측 분야에서 가장 유명한 전문가 중 한 명인 독일 천문학자 W. Glaisberg는 자신의 인기 기사 중 하나에서 다음과 같이 말했습니다. “태양 활동 연구자들은 마침내 11년 주기의 모든 기본 패턴을 마침내 확립한 것처럼 보였습니다. 그러나 새로운 주기가 시작되었고, 그 첫 단계는 그들의 모든 자신감을 완전히 앗아갔고 그들이 확실히 확립되었다고 생각했던 것을 재고하도록 강요했습니다.” 아마도 이 단어들은 약간 압축되어 있을 수도 있지만, 특히 태양 활동을 예측할 때 그 본질은 확실히 사실입니다.
이미 말했듯이 특정 연도에는 Wolf 숫자가 최대값 또는 최소값을 갖습니다. 이러한 연도 또는 분기 또는 월과 같이 더욱 정확하게 정의된 순간을 각각 11년 주기의 최대 및 최소 신기원, 또는 보다 일반적으로 극단의 신기원이라고 합니다. 상대적인 흑점 수의 월별 평균 및 분기별 평균 값은 일반적으로 규칙적이고 원활한 변화 외에도 매우 불규칙하고 상대적으로 단기적인 변동이 특징입니다(이 장의 섹션 5 참조). 따라서 극단의 시대는 일반적으로 13개월 동안 특별한 방법으로 평균된 관찰에서 얻은 이 지수 값을 나타내는 소위 평활화된 월간 Wolf 수로 식별되거나 변화 곡선의 상단 및 하단 봉투로 식별됩니다. 흑점의 상대 수에 대한 분기별 평균값. 그러나 때때로 이러한 방법을 사용하면 특히 낮은 사이클, 즉 최대 Wolf 수가 작은 사이클에서 잘못된 결과가 발생할 수 있습니다. 11년 주기 중 최소 시점부터 최대 시점까지의 시간 간격을 성장 분기라고 하고, 최대 시점부터 다음 최소 시점까지를 쇠퇴 분기라고 합니다(그림 14).
11년 주기의 기간은 최대 신기원보다는 최소 신기원에 의해 훨씬 더 잘 결정됩니다. 그러나이 경우에도 일반적으로 다음주기가 이전주기가 끝나는 것보다 일찍 시작된다는 사실에 어려움이 있습니다. 이제 우리는 자기장의 극성에 따라 새로운 주기와 오래된 주기의 반점 그룹을 구별하는 방법을 배웠습니다. 하지만 그런 기회가 생긴 것은 60여년 전이다. 따라서 방법론의 동질성을 유지하려면 11년 주기의 실제 길이가 아니라 최소 Wolf 수의 시대에 의해 결정되는 특정 "ersatz"에 만족해야 합니다. 이 숫자가 일반적으로 새로운 11년 주기의 지점 그룹을 결합하는 것은 매우 자연스러운 일입니다.
11년 흑점 주기는 길이뿐만 아니라 강도, 즉 최대 늑대 수의 값도 다릅니다. 우리는 이미 취리히 계열의 월간 상대적 흑점 수에 대한 정규 데이터가 1749년부터 이용 가능하다고 말했습니다. 따라서 첫 번째 취리히 11년 주기는 1775년에 시작된 주기로 간주됩니다. 그 이전 주기는, 불완전한 데이터가 포함되어 있는 것으로 보입니다. 이러한 이유로 숫자 0이 수신되었습니다. Wolf 수의 정규 결정이 시작된 이후 경과한 22주기(0주기 및 아직 종료되지 않았지만 이미 최대값을 초과한 현재 주기 포함)를 초과하는 경우 최대 평균 연간 Wolf 수는 평균 106, 그런 다음 다양한 11년 주기에서 46년에서 190년으로 변동했습니다. 1964년에 끝난 19번째 주기가 특히 높았습니다. 1957년 말에 발생한 최대치에서 평균 분기별 Wolf 수는 235였습니다. 현재 21주기가 차지한 다음 두 번째 위치는 1979년 말에 발생했으며 평균 분기별 상대 수는 최대치였습니다. 182의 흑점. 가장 낮은 주기의 흑점은 지난 세기 초로 거슬러 올라갑니다. 그 중 취리히 번호 매기기에 따르면 5번째인 하나는 관측된 11년 주기 중 가장 긴 주기입니다. 태양 활동에 대한 일부 연구자들은 그 기간의 현실을 의심하고 그것이 전적으로 나폴레옹 1세 과학 분야의 "활동" 때문이라고 믿습니다. 사실은 승리의 전쟁을 벌이는 데 완전히 몰두한 프랑스 황제가 거의 동원되었다는 것입니다. 프랑스 천문대의 모든 천문학자와 그가 정복한 국가의 군대. 따라서 그해에 태양 관측은 너무 드물게 (한 달에 며칠 이하) 수행되어 당시 얻은 늑대 수를 거의 신뢰할 수 없었습니다. 그러한 의심이 얼마나 근거가 충분한지 말하기는 어렵습니다. 그건 그렇고, 이 기간 동안의 태양 활동에 대한 간접적인 데이터는 19세기 초의 상대적인 흑점 수의 낮은 수준에 대한 결론과 모순되지 않습니다. 그러나 이러한 의심은 특히 개별 11년 주기의 일부 예외를 제거할 수 있기 때문에 간단히 무시할 수 없습니다. 두 번째로 낮은 주기(최대값은 1816년으로 거슬러 올라감)가 이전 주기와 달리 12년에 불과했다는 점이 궁금합니다.
우리는 Wolf 수에 대해서만 200년이 넘는 데이터를 갖고 있기 때문에 태양 활동의 11년 주기에 대한 모든 주요 특성은 특별히 이 지수에 대해 파생됩니다. 50년 이상 동안 11년 주기의 존경받는 발견자의 가벼운 손길로 태양 활동 연구자들은 주로 몇 달에서 수백 년까지 지속되는 전체 주기를 찾는 데 바빴습니다. R. Wolf는 태양 주기가 태양계 행성이 태양에 미치는 영향의 결과라고 확신하고 스스로 이 검색을 시작했습니다. 그러나 이 모든 연구는 태양 활동 연구보다 수학 발전에 훨씬 더 많이 기여했습니다. 마지막으로, 이미 금세기 40년대에 취리히에 있는 볼프의 "후계자" 중 한 명인 M. Waldmeier는 그의 "과학적 증조부"의 정확성을 감히 의심하고 11년 주기의 원인을 태양 자체 내부로 옮겼습니다. . 11년 흑점 주기의 주요 내부 특성에 대한 실제 연구가 실제로 시작된 것은 이때부터였습니다.
11년 주기의 강도는 그 기간과 매우 밀접한 관련이 있습니다. 이 주기가 강력할수록, 즉 최대 상대 스팟 수가 많을수록 지속 시간은 짧아집니다. 불행히도 이 기능은 순전히 질적인 성격을 띠고 있습니다. 두 번째 특성이 알려진 경우 이러한 특성 중 하나의 값을 안정적으로 결정할 수 없습니다. 최대 Wolf 수(보다 정확하게는 십진 로그)와 11년 주기의 성장 분기 길이, 즉 처음부터 Wolf 수의 증가를 특징으로 하는 곡선 부분 사이의 연관성을 연구한 결과 사이클을 최대로 늘리면 훨씬 더 자신감이 생깁니다. 이 주기에서 흑점의 최대 개수가 많을수록 성장 가지가 짧아집니다. 따라서 11년 주기의 순환 곡선의 모양은 그 높이에 따라 크게 결정됩니다. 높은 주기에서는 비대칭이 큰 것이 특징이며, 성장분기의 길이는 항상 하락분기의 길이보다 짧고 2~3년과 같습니다. 비교적 약한 사이클의 경우 이 곡선은 거의 대칭입니다. 그리고 가장 약한 11년 주기만이 다시 비대칭성을 나타내며 반대 유형입니다. 즉, 성장 분기가 하락 분기보다 길습니다.
성장 분기의 길이와 대조적으로, 11년 주기의 쇠퇴 분기의 길이가 길수록 최대 늑대 수는 더 커집니다. 그러나 이전 연결이 매우 가까우면 이 연결은 훨씬 약합니다. 이것이 아마도 흑점의 상대적 최대 수가 11년 주기의 지속 시간을 질적으로만 결정하는 이유일 것입니다. 일반적으로 태양 활동의 주 주기에서 성장 분기와 쇠퇴 분기는 여러 측면에서 다르게 행동합니다. 우선, 성장 분기에서 평균 연간 늑대 수의 합이 주기의 높이에 거의 의존하지 않는다면, 쇠퇴 분기에서는 이 특성에 의해 정확하게 결정됩니다. 11년 주기의 곡선을 두 가지 매개변수가 아닌 하나의 매개변수로 수학적 표현으로 표현하려는 시도가 그다지 성공적이지 못한 것은 놀라운 일이 아닙니다. 성장 분기에서는 많은 연결이 하락 분기보다 훨씬 더 명확한 것으로 나타났습니다. 그 특성을 결정하는 것은 정확히 11년 주기의 시작 부분에서 태양 활동 증가의 특징인 것 같습니다. 반면 최대치 이후의 행동은 일반적으로 모든 11년 주기에서 거의 동일하며 다음과 같은 이유만으로 다릅니다. 쇠퇴 가지의 길이가 다릅니다. 그러나 우리는 이 첫인상에 한 가지 중요한 추가가 필요하다는 것을 곧 알게 될 것입니다.
11년 주기의 성장 분기의 중요성을 결정하는 데 유리한 증거는 흑점 전체 면적의 주기적 변화에 대한 연구를 통해 제공되었습니다. 총 반점 면적의 최대 값은 성장 가지의 길이에 따라 상당히 안정적으로 결정될 수 있음이 밝혀졌습니다. 이 지수에는 흑점 그룹의 수가 암묵적으로 포함되어 있다는 점은 앞서 언급한 바 있습니다. 그러므로 우리가 Wolf 수의 경우와 본질적으로 동일한 결론을 얻는 것은 매우 자연스러운 일입니다. 다른 태양 활동 현상, 특히 태양 플레어의 빈도에 대한 11년 주기 패턴은 훨씬 덜 알려져 있습니다. 순전히 질적으로, 우리는 그것들이 흑점의 상대 수와 전체 면적과 동일할 것이라고 가정할 수 있습니다.
지금까지 우리는 모든 전력의 태양 활동 현상을 다루었습니다. 그러나 우리가 이미 알고 있듯이 태양의 현상은 강도가 크게 다릅니다. 일상생활에서도 가벼운 권운과 커다란 검은 구름을 같은 수준에 두는 사람은 거의 없습니다. 그때까지 우리는 정확히 그렇게 했습니다. 흥미로운 점은 다음과 같습니다. 활동적인 태양 형성을 그 힘으로 나누면 다소 모순적인 결과에 도달합니다. 약하거나 중간 강도의 현상은 일반적으로 Wolf 수와 동일한 11년 주기 곡선을 나타냅니다. 이는 흑점의 수뿐만 아니라 플레어 지점의 수와 태양 플레어의 수에도 적용됩니다. 태양에서 가장 강력한 활동적 형성은 최대 11년 주기의 시대가 아니라 그로부터 1~2년 후, 때로는 이 시대 이전에 가장 자주 발생합니다. 따라서 이러한 현상의 경우 순환 곡선은 2개의 정점이 되거나 Wolf 수와 관련하여 몇 년 후에 최대값이 이동합니다. 이것이 바로 가장 큰 흑점 그룹, 가장 크고 가장 밝은 칼슘 응집체, 양성자 플레어 및 IV형 무선 방출의 폭발이 행동하는 방식입니다. 녹색 관상선의 강도, 미터파에서의 전파 방출 플럭스, 자기장의 평균 강도 및 흑점 그룹의 평균 수명에 대한 11년 주기의 곡선, 즉 현상의 위력 지수 , 비슷한 모양을 가지고 있습니다.
태양 활동의 다양한 과정에 대한 Sperer의 법칙에서 11년 주기가 가장 독특하게 나타납니다. 우리가 이미 알고 있듯이, 흑점 그룹의 경우 주기의 시작부터 끝까지 나타나는 평균 위도의 변화로 표현됩니다. 더욱이, 주기가 진행됨에 따라 흑점 구역이 적도를 향해 "미끄러지는" 속도는 점차적으로 감소하고 최대 늑대 수의 시대로부터 1~2년 후 구역이 적도의 "장벽"에 도달하면 완전히 멈춥니다. 위도 범위 7°.5 - 12°, 5. 또한 이 평균 위도 주변에서는 구역의 진동만 발생합니다. 11년 주기는 이때까지만 '작동'하다가 말하자면 점차적으로 '해산'되는 것 같습니다. 이 반점은 태양 적도 양쪽의 상당히 넓은 영역을 덮고 있는 것으로 알려져 있습니다. 이 구역의 너비도 11년 주기에 걸쳐 변합니다. 주기가 시작될 때 가장 좁고 최대일 때 가장 넓습니다. 이는 취리히 18차, 19차, 21차와 같은 가장 강력한 주기에서 가장 높은 위도의 흑점 그룹이 주기의 시작 부분이 아니라 최대 해에 관찰되었다는 사실을 설명합니다. 중소형 흑점 그룹은 "왕실 영역"의 전체 너비에 거의 걸쳐 위치하지만 중심을 향해 집중하는 것을 선호하며, 주기가 진행됨에 따라 그 위치는 점점 태양의 적도에 가까워집니다. 가장 큰 반점 그룹은 이 구역의 가장자리를 "선택"하고 때때로 내부 부분으로 "하강"합니다. 이들 그룹의 위치로만 판단하면 Sperer의 법칙은 단지 통계적 허구라고 생각할 수도 있습니다. 다른 힘의 태양 플레어도 비슷한 방식으로 작동합니다.
11년 주기의 쇠퇴 지점에서 ±12°부터 시작하는 흑점 그룹의 평균 위도는 주기 높이에 의존하지 않습니다. 동시에, 최대 연도에는 이 주기의 최대 늑대 수에 따라 결정됩니다. 더욱이, 11년 주기가 강력할수록 첫 번째 흑점 그룹이 나타나는 위도는 더 높아집니다. 동시에, 우리가 이미 본 것처럼 주기가 끝날 때 그룹의 폭은 그 힘이 무엇인지에 관계없이 평균적으로 본질적으로 동일합니다.
태양의 북반구와 남반구는 11년 주기의 발달과 관련하여 매우 다르게 행동합니다. 불행하게도 Wolf 수는 전체 태양 디스크에 대해서만 결정되었습니다. 따라서 우리는 이 문제에 관해 그리니치 천문대에서 약 100년 동안 흑점 그룹의 수와 면적에 관한 다소 겸손한 자료를 가지고 있습니다. 하지만 그리니치 데이터를 통해 북반구와 남반구의 역할이 11년 주기마다 눈에 띄게 변한다는 사실을 알 수 있었습니다. 이는 많은 주기에서 반구 중 하나가 확실히 "도체" 역할을 한다는 사실뿐만 아니라 동일한 11년 주기에서 이러한 반구의 순환 곡선 모양의 차이에서도 표현됩니다. 흑점 그룹 수와 전체 면적에서 동일한 특성이 발견되었습니다. 더욱이, 태양의 북반구와 남반구의 주기 최대 주기는 종종 1~2년 정도 다릅니다. 긴 주기를 고려할 때 이러한 차이점에 대해 더 자세히 이야기하겠습니다. 지금은 예를 들어 가장 높은 19번째 주기에 태양 활동이 확실히 태양의 북반구에서 우세했다는 점만 기억해 보겠습니다. 더욱이 남반구에서 최대가 되는 시기는 북반구보다 2년 이상 빨랐다.
지금까지 우리는 태양의 “왕실 영역”에서 발생하는 현상에 대해서만 태양 활동의 11년 주기 발달 특징을 고려했습니다. 고위도 지역에서는 이 주기가 더 일찍 시작되는 것으로 보입니다. 특히, 흑점과 저위도 홍염의 11년 주기가 시작되기 약 1년 전에 위도 범위 ±30~60°에서 홍염의 수와 면적이 증가하는 것으로 오랫동안 알려져 왔습니다. 황실 영역(royal zones)에서 흑점 그룹에서 발생하는 것과 유사하게 주기가 진행됨에 따라 홍염이 나타나는 평균 위도가 점차 감소한다면 위도가 높은 홍염은 평균적으로 초기에 더 작은 위도를 갖는다는 것이 궁금합니다. 끝보다 순환됩니다. 코로나 응축에서도 비슷한 현상이 관찰됩니다. 일부 연구자들은 녹색 관상선의 11년 주기가 흑점 그룹보다 약 4년 일찍 시작한다고 믿습니다. 그러나 지금은 이 결론이 얼마나 신뢰할 만한지 말하기가 여전히 어렵습니다. 실제로 고위도의 코로나 활동 구역이 태양에 지속적으로 보존되어 저위도에서 얻은 데이터를 고려하면 이러한 명백한 결과가 나올 가능성이 있습니다.
극 근처의 약한 자기장은 훨씬 더 이상하게 행동합니다. 그들은 대략 11년 주기 중 최대 수년 내에 최소 강도 값에 도달하고 동시에 장의 극성이 반대 방향으로 변경됩니다. 최소 에포크의 경우, 이 기간 동안 전계 강도는 상당히 중요하며 극성은 변하지 않습니다. 북극과 남극 근처의 자기장 극성 변화가 동시에 발생하지 않고 1~2년의 간격을 두고 발생한다는 것이 궁금합니다. 즉, 이번에는 태양의 극 지역이 자기장의 극성과 동일합니다.
극 백반의 수는 각 반구의 태양 극 근처의 전계 강도 크기와 평행하게 변합니다(그런데 약 4년 후에 Wolf 수의 거의 동일한 변화가 예상됩니다). 따라서 우리는 11년 주기로 3번 미만의 약한 극 자기장에 대한 데이터를 가지고 있지만 극 플레어 지점의 관찰 결과를 통해 우리는 주기적인 변화에 대해 매우 명확한 결론을 내릴 수 있습니다. 따라서 태양 극지방의 자기장과 백반은 11년 주기가 11년 흑점 주기의 최대에서 시작하여 흑점 극소기 근처에서 최대에 도달한다는 사실로 구별됩니다. 미래에는 이 결과가 얼마나 신뢰할 수 있는지 보여줄 것입니다. 그러나 세부 사항을 조사하지 않으면 후속 관찰이 상당한 변화로 이어질 가능성은 거의 없는 것 같습니다. 극의 관상 구멍이 정확히 동일한 11년 변화 패턴을 가지고 있다는 것이 궁금합니다.
이미 언급한 바와 같이 태양 상수는 11년 주기 동안 눈에 띄는 변동을 경험하지 않지만 이것이 태양 복사 스펙트럼의 개별 영역이 유사한 방식으로 동작한다는 의미는 아닙니다. 독자는 태양으로부터의 전파 방출 플럭스를 고려했을 때 이미 이것을 확신할 수 있었습니다. 이온화된 칼슘 H와 K의 보라색 선의 강도 변화는 다소 약하지만 최대 에포크의 이 선은 11년 주기의 최소 에포크보다 약 40% 더 밝습니다. 완전히 부인할 수는 없지만 주기가 진행됨에 따라 태양 스펙트럼의 가시 영역에서 선 깊이의 변화에 대한 증거가 있습니다. 그러나 태양 복사의 가장 인상적인 변화는 인공 지구 위성과 우주선에 의해 연구된 X선 및 원자외선 파장 범위에 속합니다. 11년 주기로 최소부터 최대까지 파장 간격 0~8A, 8~20A, 44~60A의 X선 방사선 강도가 500배, 200배, 25배 증가하는 것으로 나타났습니다. 스펙트럼 영역 203 - 335A 및 1216A 근처에서 덜 눈에 띄는 변화가 발생하지 않습니다(5.1배 및 2배).
현대 수학적 방법을 사용하여 발견한 바와 같이, 태양 활동의 11년 주기에는 소위 미세 구조가 있습니다. 이는 약 6년에 걸친 최대 신기원 주변의 안정적인 "핵심", 2~3개의 2차 최대치, 평균 주기가 약 10~12년인 두 구성 요소로 주기가 분할되는 것으로 요약됩니다. 이러한 미세 구조는 Wolf 수의 순환 곡선 형태와 "나비 다이어그램" 모두에서 드러납니다. 특히 가장 높은 11년 주기에는 주 흑점대 외에 고위도대도 있는데, 이는 최대 신기원까지만 지속되고 주기의 진행에 따라 적도가 아닌 적도로 이동한다. 극. 또한, 반점 그룹에 대한 "나비 다이어그램"은 단일 전체가 아니라 소위 임펄스 체인으로 구성됩니다. 이 과정의 핵심은 상대적으로 높은 위도에 나타나는 흑점 그룹(또는 여러 그룹)이 14~16개월에 걸쳐 태양의 적도 쪽으로 이동한다는 것입니다. 이러한 충동 사슬은 11년 주기의 성장 및 쇠퇴 분기에서 특히 두드러집니다. 아마도 그들은 태양 활동의 변동과 관련이 있을 것입니다.
소련의 태양 연구원 A.I. Ol은 11년 주기의 태양 활동에 대한 또 다른 기본 특성을 확립했습니다. 주기의 마지막 4년 동안 반복되는 지자기 활동 지수와 최대 울프 수 사이의 관계를 연구한 결과, 울프 수가 다음 11년 주기에 속하면 매우 가깝고, 속하면 매우 약하다는 사실을 발견했습니다. 지자기 활동 지수와 동일한 주기로. 따라서 태양 활동의 11년 주기는 오래된 태양 활동의 “깊은 곳”에서 시작됩니다. 반복적인 지자기 활동은 우리가 알고 있듯이 일반적으로 광구 자기장의 단극 영역 위에 발생하는 관상 구멍에 의해 발생합니다. 결과적으로, 진정한 11년 주기는 양극이 아닌 단극 자기 영역이 나타나고 강화되는 쇠퇴 분기의 중간에서 시작됩니다. 이 첫 번째 개발 단계는 우리가 익숙하게 다루어 온 11년 주기의 시작 부분에서 끝납니다. 이때 양극성 자기 영역과 우리가 이미 이야기했던 모든 태양 활동 현상이 발전하는 두 번째 단계가 시작됩니다. 이는 새로운 주기가 시작되는 일반적인 11년 주기의 쇠퇴 분기 중간까지 지속됩니다. 11년 주기의 이러한 중요한 특징이 태양에서 직접적으로 발견되지는 않았지만 태양 활동이 지구 대기에 미치는 영향을 연구할 때 확립되었다는 것이 궁금합니다.
학생 연구 및 디자인 작품에 대한 전 러시아 대회
"생태와 생명"
지명: "살아있는 비밀"
주제: “태양 활동의 11년 주기와 그것이 흑점 수에 미치는 영향에 대한 연구”
일하는 장소: OU 중등학교 9번, 10학년, 시 구역 옥탸브리스크
과학 고문: 우유토바 L.V. 물리학 교사
모스크바 2010
소개. 2 쪽
제1장. 우주 발생론에 대한 현대적인 생각. 페이지 3-5
제2장. 태양의 구조와 탄생에 관한 이론. 페이지 6-11
제3장. 태양 활동의 11년 주기와 그 원인 pp. 12-18
제4장. 실험적인 부분. 페이지 19-23
결론. 페이지 24
사용된 문헌 목록입니다. 페이지 25
소개.
최근 몇 년간 전 세계의 과학자, 천문학자, 물리학자들은 몇 년 안에 우리 지구를 위협하는 지구 온난화 문제를 논의해 왔습니다. 그리고 그들 대부분은 그러한 기후 변화를 태양의 행동, 변화와 연관시킵니다. 나는 이 문제를 해결하는 데 최대한 참여하기로 결정했습니다. 나는 2005년부터 태양을 연구해 왔으며, 과학 작품과 서적을 바탕으로 태양의 특성과 구조를 연구해 왔습니다.
한번은 Koptev가 편집한 "Cosmos"라는 책을 읽다가 우주 발생론이란 무엇인가?라는 질문에 관심을 가지게 되었습니다. 태양계는 어떻게 나타 났습니까? 태양은 무엇입니까? 나는 태양의 탄생과 기본적인 물리적 특성에 관한 질문에 직면했습니다. I.A. Klimishin의 "우리 시대의 천문학"이라는 책을 공부한 후 저는 태양 활동이 11년 주기로 이루어지고, 태양 활동의 정점이 해마다 바뀌며, 태양 활동이 높은 해와 낮은 해가 있다는 것을 알게 되었습니다. 활동.
트빌리시 실험실의 자료에서 태양 활동 연구 결과(수치적 특성)를 바탕으로 태양 활동의 최대 및 최소 변화에 대한 대략적인 그래프를 작성했습니다. 이러한 특성을 연구하면서 나는 1996년부터 우리는 태양의 에너지(활동)가 증가하는 시기에 살았고, 2006년은 태양의 정점에 이르는 해라는 결론을 내렸습니다. 이제 2007년부터 쇠퇴가 시작되어 약 10~11년 정도 지속됩니다. 지구상의 온도 상승은 이러한 변화와 정확하게 연관되어 있습니다.
최대 태양 활동은 흑점 수와 그 면적의 증가를 동반합니다. 여름에는 망원경으로 반점을 관찰하고 A.N. Tomilin의 저서 "하늘과 땅"을 연구하여 태양의 특성을 계산하는 데 필요한 공식을 추출하여 반점의 면적을 조사하고 계산했습니다. 그들은 지구 크기보다 20배 더 큰 것으로 밝혀졌습니다. 일반적인 조건에서는 2006년 여름 태양 정점의 순간을 계산할 수 있었습니다.
제 1 장. 우주 발생론에 대한 현대적 생각.
우주 발생론은 행성과 그 위성, 태양, 별, 은하 등 천체의 기원과 발달을 연구하는 과학입니다. 천문학자들은 최근과 먼 과거에 형성되어 발달 과정에서 빠르게 "노화"되거나 거의 "동결"된 다양한 발달 단계의 우주체를 관찰합니다. 과학자들은 수많은 관측 데이터를 우주 공간의 다양한 조건에서 발생할 수 있는 물리적 과정과 비교함으로써 천체가 어떻게 생성되는지 설명하려고 노력하고 있습니다. 별, 행성 또는 은하의 형성에 대한 단일하고 완전한 이론은 아직 존재하지 않습니다. 과학자들이 직면한 문제는 때때로 해결하기 어렵습니다. 지구와 태양계 전체의 기원에 대한 질문에 대한 해결책은 우리가 아직 다른 유사한 시스템을 관찰하지 못했다는 사실로 인해 상당히 복잡합니다. 우리 태양계는 아직 비교할 것이 없지만 이와 유사한 시스템은 매우 흔해야 하며 그 발생은 우연이 아니라 자연 현상이어야 합니다.
지난 2세기 동안 태양계의 기원 문제는 지구상의 뛰어난 사상가들을 걱정하게 만들었습니다. 이 문제는 철학자 칸트와 수학자 라플라스를 시작으로 19세기와 20세기의 천문학자와 물리학자들에 의해 다루어졌습니다.
하지만 아직 이 문제를 해결하려면 아직 멀었습니다. 그러나 지난 30년 동안 별의 진화 경로에 대한 문제는 더욱 분명해졌습니다. 그리고 가스 먼지 성운에서 별이 탄생하는 과정에 대한 자세한 내용은 아직 명확하지 않지만, 이제 우리는 수십억 년의 진화 과정을 거쳐 별에 어떤 일이 일어나는지 명확하게 이해하고 있습니다.
지난 2세기 동안 서로를 대체해 온 다양한 우주 발생 가설의 제시로 넘어가서, 우리는 위대한 독일 철학자 칸트의 가설과 수십 년 후 프랑스 수학자 라플라스가 독립적으로 제안한 이론부터 시작하겠습니다. 이러한 이론의 창조를 위한 전제는 시간의 시험을 견뎌왔습니다.
칸트와 라플라스의 관점은 여러 가지 중요한 문제에 대해 크게 달랐습니다. Kant는 차가운 먼지 성운의 진화론적 발전에서 진행되었으며, 그 동안 중앙의 거대한 몸체, 즉 미래의 태양과 행성이 처음 발생했으며 Laplace는 원래 성운이 높은 회전 속도로 기체이고 매우 뜨겁다고 간주했습니다. 만유인력의 영향으로 압축된 성운은 각운동량 보존 법칙에 따라 점점 더 빠르게 회전했습니다. 높은 원심력으로 인해 링이 연속적으로 분리되었습니다. 그런 다음 그들은 응축되어 행성을 형성하기 시작했습니다.
따라서 라플라스의 가설에 따르면 행성은 태양보다 먼저 형성되었습니다. 그러나 차이점에도 불구하고 공통적으로 중요한 특징은 태양계가 성운의 자연적인 발달의 결과로 발생했다는 생각입니다. 따라서 이 개념을 "칸트-라플라스 가설"이라고 부르는 것이 관례입니다.
그러나 이 이론은 어려움에 직면해 있다. 크기와 질량이 서로 다른 9개의 행성으로 구성된 우리 태양계는 특이성을 가지고 있습니다. 즉, 중심 천체, 태양, 행성 사이의 각운동량의 비정상적인 분포입니다.
운동량은 외부 세계와 격리된 모든 기계 시스템의 가장 중요한 특성 중 하나입니다. 태양과 그 주변 행성을 그러한 시스템으로 간주할 수 있습니다. 각운동량은 시스템의 "회전 예비력"으로 정의될 수 있습니다. 이 회전은 행성의 궤도 운동과 태양과 행성의 축을 중심으로 한 회전으로 구성됩니다.
태양계 각운동량의 가장 큰 부분은 거대 행성인 목성과 토성의 궤도 운동에 집중되어 있습니다.
Laplace의 가설의 관점에서 이것은 완전히 이해할 수 없습니다. 고리가 원래의 빠르게 회전하는 성운에서 분리되던 시대에 나중에 태양이 응축된 성운의 층은 (단위 질량당) 분리된 고리의 물질과 거의 같은 운동량을 가졌습니다. 고리와 나머지 부분은 거의 동일했습니다.) 후자의 질량이 주 성운(“프로토선”)보다 훨씬 작았기 때문에 고리의 총 각운동량은 “프로토태양”의 질량보다 훨씬 작아야 합니다. 라플라스의 가설에는 "원시 태양"에서 고리로 운동량을 전달하는 메커니즘이 없습니다. 따라서 전체 진화 과정에서 "원시 태양"과 태양의 각운동량은 고리와 그로부터 형성된 행성의 각운동량보다 훨씬 커야 합니다. 그러나 이 결론은 태양과 행성 사이의 실제 운동량 분포와 모순됩니다.
라플라스의 가설에 따르면 이 어려움은 극복할 수 없는 것으로 판명되었습니다.
금세기 1/3에 널리 퍼진 Jeans 가설에 대해 생각해 보겠습니다. 이는 칸트-라플라스 가설과 정반대이다. 후자가 행성계의 형성을 단순한 것에서 복잡한 것으로 진화하는 유일한 자연적 과정으로 묘사한다면 Jeans의 가설에서는 그러한 시스템의 형성은 우연의 문제입니다. (그림 1)
나중에 행성이 형성되는 초기 물질은 특정 별이 우연히 태양 근처를 지나갈 때 태양에서 방출되었습니다 (그 당시에는 이미 꽤 "오래되었고"현재의 것과 유사했습니다). 이 통로는 거의 충돌로 간주될 정도로 매우 가까웠습니다. 태양과 충돌하는 별의 조석력 덕분에 태양의 표면층에서 가스 흐름이 분출되었습니다. 이 제트는 별이 태양을 떠난 후에도 태양의 중력권에 남아 있습니다. 그러면 제트기가 응축되어 행성이 생길 것입니다.
Jeans의 가설이 옳다면, 100억년의 진화 기간 동안 형성된 행성계의 수는 한 손으로 셀 수 있을 것입니다. 그러나 실제로는 많은 행성계가 존재하므로 이 가설은 지지될 수 없습니다. 그리고 태양에서 방출된 뜨거운 가스의 흐름이 어느 곳에서나 행성으로 응축될 수 있는 것은 아닙니다. 따라서 Jeans의 우주론적 가설은 뒷받침될 수 없는 것으로 판명되었습니다.
뛰어난 소련 과학자 O.Yu 슈미트는 1944년에 태양계의 기원에 대한 이론을 제안했습니다: 우리 행성은 한때 태양이 통과했던 가스 먼지 성운에서 포착된 물질로 형성되었으며, 그 당시에도 거의 "현대적"이었습니다. " 모습. 이 경우 처음에는 구름 물질의 순간이 임의로 클 수 있기 때문에 행성의 순간 회전에 어려움이 발생하지 않았습니다. 1961년부터 영국의 우주론자 리틀턴(Littleton)이 이 가설을 발전시켰고 그는 이 가설을 크게 개선했습니다. 두 가설에 따르면, "거의 현대적인" 태양은 다소 "느슨한" 우주 물체와 충돌하여 물질의 일부를 포착합니다. 따라서 행성의 형성은 별 형성 과정과 관련이 있습니다.
제2장. 태양의 탄생과 구조에 관한 이론.
이제 우리는 태양의 탄생에 관한 주요 질문에 대해 이야기하겠습니다.
약 70억년 전으로 시간을 거슬러 올라가 보겠습니다. 과학자들이 말했듯이 현대 과학을 통해 우리는 당시 일어났던 사건을 충분한 확률로 상상할 수 있습니다. 한마디로, 우리는 “우주에 매달려 가스 먼지, 수소 헬륨(무거운 원소가 혼합된) 성운 중 하나의 수명을 관찰하고 있습니다. 미래에 우리 태양계, 태양, 지구, 그리고 당신과 나를 낳을 것입니다. 성운은 연기처럼 어둡고 불투명합니다. 불길한 투명화처럼 검은 심연을 배경으로 천천히 기어 다니고, 먼 별들이 점차 어두워지고 그 뒤로 나가는 모습으로 그 울퉁불퉁하고 흐릿한 윤곽을 짐작할 수 있습니다. 시간이 좀 지나면 성운이 중심을 중심으로 천천히 회전하며 거의 눈에 띄지 않게 회전하는 것을 볼 수 있습니다. 우리는 또한 그것이 점차 줄어들고, 줄어들고, 분명히 밀도가 높아진다는 것을 알아차립니다.
중력이 작용하여 성운 입자를 중심으로 모입니다. 동시에 성운의 회전도 가속화됩니다. 이 현상의 메커니즘을 이해하고 싶다면 얼음 위에서 회전하는 피겨 스케이터의 간단한 예를 기억하세요. 그는 추가로 밀지 않고 이전에 옆으로 벌린 팔을 몸에 대고 누르는 것만으로 회전을 가속화합니다. '운동량 보존의 법칙'이 작동합니다. 시간이 흐릅니다. 성운은 점점 더 빠르게 회전하고 있습니다. 그리고 이로부터 중력과 싸울 수 있는 원심력이 발생하고 증가합니다. 우리는 원심력에 대해 매우 잘 알고 있습니다. 예를 들어, 급회전 시 서있는 승객을 쓰러뜨릴 때 모든 버스에서 "작동"합니다. 중력과 원심력이라는 두 힘 사이의 투쟁은 성운의 회전이 가속화됨에 따라 시작됩니다. 중력은 성운을 압축하고 원심력은 성운을 부풀려 찢어지게 하는 경향이 있습니다. 그러나 중력은 모든 면에서 입자를 중심을 향해 균등하게 끌어당깁니다. 그리고 원심력은 성운의 "극"에는 없으며 "적도"에서 가장 두드러집니다. 따라서 중력보다 더 강하고 성운을 측면으로 팽창시키는 것은 "적도"에 있습니다. 계속해서 더 빠르고 빠르게 회전하는 성운은 평평해지며 공에서 스포츠 디스크와 유사한 평평한 "케이크"로 변합니다. "디스크"의 바깥쪽 가장자리에서 원심력이 균형을 이루고 중력을 압도하는 순간이 옵니다. 여기서 성운 조각이 분리되기 시작합니다. 그것의 중앙 부분은 계속 수축되어 회전을 가속화하고 점점 더 많은 덩어리, 별도의 가스 및 먼지 구름이 바깥 가장자리에서 계속 멀어집니다.
그리고 이제 성운은 완전히 다른 모습을 띠게 되었습니다. 중앙에는 거대하고 어둡고 약간 납작한 구름이 웅장하게 회전하고 있으며, 그 주위에는 서로 다른 거리에서 분리된 작은 "위성 구름"이 대략 같은 평면에 위치한 원형 궤도를 따라 떠 있습니다. 중앙 구름을 따라가 보자. 계속해서 두꺼워집니다. 그러나 이제 새로운 힘, 즉 가스 압력의 힘이 중력과 싸우기 시작합니다. 실제로 구름 한가운데에는 점점 더 많은 물질 입자가 축적됩니다. 입자의 "끔찍한 밀집"과 "놀라운 분쇄"가 발생합니다. 그들은 돌진하며 서로를 점점 더 세게 때립니다. 물리학자들의 표현에 따르면 중심에서는 온도와 압력이 증가합니다. 먼저 그곳이 따뜻해지고 그 다음에는 뜨거워집니다. 우리는 외부에서 그것을 알아차리지 못합니다. 구름은 거대하고 불투명합니다. 열기가 빠져나가지 않습니다. 그런데 안에서 무슨 일이 일어났어요! 구름이 줄어들지 않았습니다. 가스 압력을 가열하여 증가한 강력한 힘이 중력의 작용을 멈췄습니다. 갑자기 열린 용광로의 통풍구처럼 참을 수 없는 열기의 날카로운 냄새가 났습니다! 검은 구름의 깊은 곳에서 밖으로 터져나오는 칙칙한 붉은 불꽃의 구름이 희미하게 보이기 시작했습니다. 하지만 점점 더 가까워지고 밝아지고 있습니다. 공은 중심부에서 빠져나가는 불길과 외곽의 검은 안개를 뒤섞으며 장엄하게 끓어 오른다. 뜨거운 열기는 우리를 더욱 뒤로 물러나게 만듭니다. 그러나 빠져나가는 뜨거운 가스는 중력에 대한 저항을 약화시켰습니다. 구름이 다시 줄어들기 시작했습니다. 중심부의 온도가 다시 상승하기 시작했습니다. 이미 수십만도에 도달했습니다! 이러한 조건에서는 물질이 기체일 수도 없습니다. 원자가 무너집니다. 물질은 플라즈마 상태로 전환됩니다. 그러나 원자핵과 전자가 미친 듯이 분쇄되는 플라즈마는 가열을 무한정 견딜 수 없습니다. 온도가 1,000만도 이상으로 올라가면 '불이 붙는' 것처럼 보입니다. 입자끼리 서로 충돌하는 충격이 너무 강해져서 수소 원자의 핵은 더 이상 공처럼 서로 튕겨 나가지 않고 충돌하고 서로 누르고 합쳐집니다. "핵반응"이 시작됩니다. 수소 원자 핵 4개마다 헬륨 핵 1개가 형성됩니다. 이는 엄청난 에너지를 방출합니다. 이런 종류의 수소의 "핵 연소"는 우리의 뜨거운 공에서 시작되었습니다. 이 "불"은 더 이상 멈출 수 없습니다. 플라즈마가 거칠어졌습니다. 중앙의 가스 압력이 10배의 힘으로 작용하기 시작했습니다. 플라즈마는 보일러에서 나오는 증기처럼 분출됩니다. 엄청난 힘으로 안쪽에서 공의 바깥층을 누르고 중앙을 향해 떨어지는 것을 멈춥니다.
균형이 확립되었습니다. 플라즈마는 공을 찢지 못하고 파편을 측면으로 흩뿌립니다. 그러나 중력은 플라즈마의 압력을 깨뜨리지 못하고 공을 계속 압축합니다. 백황색 빛으로 눈부시게 빛나는 공은 안정적인 무대에 들어섰습니다. 그는 스타가 되었습니다. 우리의 태양이 되었습니다! 이제 그것은 크기 변화 없이, 냉각이나 과열 없이 수십억 년 동안 지속될 것이며, 똑같이 밝은 흰색-노란색 빛으로 빛날 것입니다. 내부의 수소가 모두 타버릴 때까지. 그리고 그것이 모두 헬륨으로 변하면 태양 내부의 "지지체"가 사라지고 줄어들 것입니다. 이로 인해 깊은 곳의 온도가 다시 상승하게 됩니다. 이제 최대 수억도까지 올라갑니다. 그러나 헬륨은 "점화"되어 더 무거운 원소로 변합니다. 그리고 압축이 다시 중지됩니다.
Yu. I. Koptev 및 S.A.의 책 "대중 과학 문학"의 자료 사용 Nikitin과 다른 출처를 통해 우리는 다음과 같은 사실을 알게 되었습니다.
태양계의 중심 몸체인 태양은 뜨거운 플라즈마 공입니다. 태양은 지구에 가장 가까운 별이다. 태양의 질량은 1.990"1,030kã(지구 질량의 332958배)입니다. 태양계 질량의 99.866%가 태양에 집중되어 있습니다. 태양 시차는 8.794"입니다. 지구에서 태양까지의 거리 태양은 1.4710 * 10 11m(1월)에서 까지 다양합니다.
1.5210·10]"m.(7월), 평균 1.4960·10]"m. 이 거리는 하나의 천문 단위로 간주됩니다. 태양의 평균 각직경은 1919.26"이며, 이는 태양의 선형 직경이 1.392·109m(지구 적도 직경의 109배)에 해당합니다. 태양의 평균 밀도는 1.41"103kg/m3입니다. . 태양 표면의 중력 가속도는 273.98m/sec 2 입니다. 태양 표면의 두 번째 탈출 속도는 6.18·10 5 m/sec입니다. 태양의 총 복사량을 기준으로 Stefan-Boltzmann 복사 법칙에 따라 결정된 태양 표면의 유효 온도는 5770K입니다. (그림 2)
태양에 대한 망원경 관측의 역사는 1611년 G. 갈릴레이의 관측으로 시작됩니다. 흑점이 발견되었고 축을 중심으로 태양이 회전하는 기간이 결정되었습니다. 1843년 독일의 천문학자 슈바베(Schwabe)는 태양 활동의 순환성을 발견했습니다. 스펙트럼 분석 방법의 개발로 태양의 물리적 조건을 연구하는 것이 가능해졌습니다. 1814년 J. 프라운호퍼(J. Fraunhofer)는 태양 스펙트럼에서 어두운 흡수선을 발견했습니다. 이는 태양의 화학적 구성에 대한 연구의 시작이었습니다. 1836년 이래로 일식과 홍염에 대한 관측이 정기적으로 수행되었습니다. 1913년에 미국의 천문학자 J. 헤일(J. Hale)은 흑점 스펙트럼에서 프라운호퍼 선이 갈라지는 제만(Zeeman)을 관찰하여 태양에 자기장이 존재한다는 것을 증명했습니다. 1942년까지 스웨덴 천문학자 B. Edlen과 다른 사람들은 태양 코로나 스펙트럼의 여러 선을 고도로 이온화된 원소의 선으로 식별하여 태양 코로나의 온도가 높다는 것을 증명했습니다. 1931년에 B. Lio는 일식 밖에서 코로나와 채층을 관찰할 수 있는 태양 코로나그래프를 발명했습니다. 20세기 40년대 초반에 태양으로부터의 전파 방출이 발견되었습니다. (그림 3)
20세기 후반 태양 물리학 발전의 중요한 원동력은 자기 유체 역학과 플라즈마 물리학의 발전이었습니다. 우주시대가 시작된 이후 태양으로부터 나오는 자외선과 X선 복사에 대한 연구는 로켓을 이용한 대기권외 천문학 방법, 지구 위성의 자동궤도 관측소, 사람이 탑승한 우주실험실 등을 통해 수행되어 왔다. (그림 4)
축을 중심으로 한 태양의 회전은 지구 궤도(황도) 평면에 대해 715인치 기울어진 평면에서 지구의 회전과 동일한 방향으로 발생합니다. 회전 속도는 다양한 천체의 겉보기 움직임에 의해 결정됩니다. 태양 대기의 일부와 도플러 효과로 인해 태양 원반 가장자리 스펙트럼의 스펙트럼 선이 이동함으로써 태양의 회전주기가 동일하지 않다는 것이 발견되었습니다. 다른 위도 태양 표면의 다양한 지형지물의 위치는 태양 적도(태양광 위도)와 태양의 가시 디스크의 중심 자오선 또는 초기 자오선으로 선택된 일부 자오선에서 측정된 태양광 좌표를 사용하여 결정됩니다( 소위 캐링턴 자오선) 태양은 강체로 회전한다고 믿어집니다. 태양광 위도가 17 0인 지점은 27.275일(합의 기간) - 25.38일에 지구를 기준으로 한 회전을 합니다. 각속도 회전 항성 회전의 경우 j는 법칙에 따라 일광위도 w에 따라 달라집니다. w=14.33° - 30 sin 2 j/day. 태양 적도에서의 선형 회전 속도는 약 2000m/초입니다.
별로서의 태양은 전형적인 황색 왜성이며 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열의 중간 부분에 위치합니다. 태양의 가시광 가시광 등급은 -26.74이고, 절대 가시광 등급 M y는 +4.83입니다. 태양의 스펙트럼 등급은 G2V입니다. 가장 가까운 별에 대한 이동 속도는 19.7"103m/초입니다. 태양은 중심에서 약 10kpc 떨어진 우리 은하의 나선 가지 중 하나 내부에 있습니다. 태양의 공전 기간 은하 중심 주위의 나이는 약 2억년이고, 태양의 나이는 약 5-109년이다. (그림 5)
태양의 내부 구조는 구형 대칭 몸체이고 평형 상태에 있다는 가정에 따라 결정됩니다. 에너지 전달 방정식, 에너지 보존 법칙, 이상 기체 상태 방정식, 스테판-볼츠만 법칙 및 정수압, 복사 및 대류 평형 조건과 총 광도, 총 질량 및 반경 값 태양의 화학적 조성에 대한 관찰과 데이터를 통해 결정된 태양의 내부 구조 모델을 구축하는 것이 가능합니다. 질량 기준으로 태양의 수소 함량은 약 70%, 헬륨은 약 27%, 기타 모든 원소의 함량은 약 2.5%인 것으로 알려져 있습니다. 이러한 가정에 기초하여 태양 중심의 온도는 10"106K, 밀도는 약 1.5"105kg/m 3, 압력은 3.4 * 10 16으로 계산되며 이것이 원천으로 간주됩니다. 방사선 손실을 보충하고 고온을 유지하는 에너지입니다. 태양은 태양 깊은 곳에서 일어나는 핵반응입니다. 태양 내부에서 생산되는 평균 에너지량은 1.92 erg/g/sec입니다. 에너지 방출은 수소가 헬륨으로 변환되는 핵반응에 의해 결정됩니다. 태양에서는 소위 양성자-양성자(수소) 순환과 탄소 순환(베테 순환)이라는 두 그룹의 열핵 반응이 가능합니다. 양성자-양성자 순환이 태양에서 우세할 가능성이 가장 높으며, 세 가지 반응으로 구성됩니다. 첫 번째 반응에서는 중수소 핵이 수소 핵(수소의 중동위원소, 원자 질량 2)으로 형성됩니다. 두 번째 수소핵에서는 원자 질량이 3인 헬륨 동위원소의 핵이 형성되고, 마지막으로 세 번째에서는 원자 질량이 4인 안정한 헬륨 동위원소의 핵이 형성된다(그림 6).
태양의 내부 층으로부터의 에너지 전달은 주로 아래에서 오는 전자기 복사의 흡수와 그에 따른 재방출을 통해 발생합니다. 태양으로부터의 거리에 따라 온도가 감소함에 따라 방사선의 파장이 점차 증가하여 대부분의 에너지가 상층으로 전달됩니다. 내부 층의 뜨거운 물질과 내부의 냉각된 물질의 이동에 의한 에너지 전달(협약)은 태양 반경 약 0.2 깊이에서 시작하는 태양의 대류 영역을 형성하는 상대적으로 높은 층에서 중요한 역할을 합니다. 두께는 약 108m이며, 대류 운동 속도는 태양 중심에서 길어짐에 따라 증가하고 대류 구역의 외부 부분에서는 (2---.5)-103m/s에 이릅니다. 더 높은 층(태양 대기)에서는 에너지 전달이 다시 복사에 의해 수행됩니다. 태양 대기의 상부 층(채층 및 코로나)에서 에너지의 일부는 대류 구역에서 생성되지만 이러한 층에서만 흡수되는 기계적 및 자기유체역학적 파동에 의해 전달됩니다. 상부 대기의 밀도는 매우 낮으며, 복사 및 열 전도에 의한 필요한 에너지 제거는 이러한 층의 운동 에너지가 충분히 높은 경우에만 가능합니다. 마지막으로, 태양 코로나의 상부에서는 소위 태양풍이라고 불리는 태양으로부터 멀어지는 물질에 의해 대부분의 에너지가 운반됩니다. 각 층의 온도는 에너지 균형이 자동으로 달성되는 수준으로 설정됩니다. 모든 유형의 방사선 흡수, 열전도도 또는 물질 이동으로 인해 유입되는 에너지의 양은 모든 에너지 손실의 합과 같습니다. 레이어의.
태양의 총 방사선은 지구 표면에서 생성되는 조명에 의해 결정됩니다. 태양이 천정에 있을 때 약 10만 럭스입니다. 태양으로부터 지구 평균 거리에 있는 대기 외부의 조도는 127,000럭스입니다. 태양의 광도는 2.84"1027개의 양초입니다. 태양으로부터 지구까지의 평균 거리에서 대기권 외부의 태양 광선에 수직으로 배치된 1cm 2의 영역에 분당 들어오는 에너지의 양을 태양 상수. 태양의 총 복사 전력은 3.83"1026와트이며 그 중 약 2"1017와트가 지구에 떨어지며 태양 표면의 평균 밝기(지구 대기 밖에서 관찰할 때)는 1.98"입니다. 10 9 니트, 태양 디스크 중심의 밝기는 2.48"109 니트입니다. 태양 디스크의 밝기는 중심에서 가장자리로 갈수록 감소하며, 이러한 감소는 파장에 따라 달라지므로 태양 디스크 가장자리의 밝기는 파장이 3600A인 빛의 디스크는 중심 밝기의 0.2배이고, 5000A의 경우 태양 디스크 중심의 밝기는 약 0.3입니다. 태양 디스크의 가장자리 밝기는 1아크초 이내에 100배로 떨어지므로, 태양 디스크의 가장자리는 매우 날카롭게 보입니다.
태양에서 방출되는 빛의 스펙트럼 구성, 즉 태양 중심의 에너지 분포(지구 대기 흡수의 영향과 프라운호퍼 선의 영향을 고려한 후)는 일반적으로 다음과 같습니다. 약 6000K 온도의 흑체 복사 에너지 분포. 그러나 스펙트럼의 특정 부분에는 눈에 띄는 편차가 있습니다. 태양 스펙트럼의 최대 에너지는 4600A의 파장에 해당합니다. 태양의 스펙트럼은 2만 개가 넘는 흡수선(프라운호퍼 선)이 겹쳐진 연속 스펙트럼이 아닙니다. 그 중 60% 이상이 태양 스펙트럼의 흡수선의 파장과 상대 강도를 실험실 스펙트럼과 비교하여 알려진 화학 원소의 스펙트럼 선으로 식별됩니다. 프라운호퍼 선의 방출은 태양 대기의 화학적 조성뿐만 아니라 특정 흡수가 형성되는 층의 물리적 조건에 대한 정보도 제공합니다. 태양의 주요 원소는 수소이다. 헬륨 원자의 수는 수소보다 4~5배 적습니다. 결합된 다른 모든 원소의 원자 수는 수소 원자 수보다 적어도 1000배 적습니다. 그 중 가장 풍부한 것은 산소, 탄소, 질소, 마그네슘, 철 등입니다. 태양의 스펙트럼에서 특정 분자와 자유 라디칼에 속하는 선을 식별할 수도 있습니다.
OH, NH, CH, CO 및 기타.
태양의 자기장은 주로 태양 스펙트럼의 흡수선을 Zeeman 분할하여 측정합니다. 태양에는 여러 종류의 자기장이 있습니다. 태양의 총 자기장은 작으며 이 극성 또는 저 극성의 강도가 1에 도달하고 시간에 따라 변합니다. 이 자기장은 행성간 자기장 및 그 섹터 구조와 밀접한 관련이 있습니다. 태양 활동과 관련된 자기장은 흑점에서 수천 Oe에 도달할 수 있습니다. 활성 영역의 자기장의 구조는 매우 복잡하며 서로 다른 극성의 자극이 번갈아 나타납니다. 흑점 외부에 수백 Oe의 자기장 강도를 갖는 국소 자기 영역도 있습니다. 자기장은 채층과 태양 코로나를 모두 관통합니다. 자기가스역학 및 플라즈마 과정은 태양에서 중요한 역할을 합니다. 5000~10000K의 온도에서 가스는 충분히 이온화되고 전도성이 높으며, 엄청난 규모의 태양 현상으로 인해 전기 기계 및 자기 기계 상호 작용의 중요성이 매우 높습니다.
태양의 대기는 관찰자가 접근할 수 있는 바깥층으로 구성됩니다. 태양 복사의 거의 대부분은 광구라고 불리는 대기의 하부 부분에서 나옵니다. 복사 에너지 전달, 복사 및 국소 열역학적 평형, 관측된 복사 플럭스 방정식을 기반으로 광구 깊이에 따른 온도 및 밀도 분포 모델을 이론적으로 구성하는 것이 가능합니다. 광구의 두께는 약 300km이고, 평균 밀도는 3·10kg/m 3 입니다. 광구의 온도는 바깥층으로 갈수록 떨어지며, 평균값은 약 6000K이고, 광구 경계에서는 약 4200K입니다. 압력은 2·104에서 102n/m2까지 다양합니다. 태양의 광구 이하 영역에 대류가 존재한다는 것은 광구의 밝기가 고르지 않은 것, 눈에 보이는 알갱이를 과립 구조라고 부르는 것에서 나타납니다. 과립은 밝고 덜 둥근 반점입니다. 과립의 크기는 150~1000km, 수명은 5~10분, 단면 관찰은 20분 이내에 가능하다. 때때로 과립은 크기가 최대 30,000km에 달하는 클러스터를 형성합니다. 과립은 과립간 공간보다 20% 더 밝으며 이는 동물원당 평균 온도 차이에 해당합니다. 태양 표면의 다른 형성과 달리 과립화는 모든 태양위도 및 태양 활동에서 동일합니다. 다양한 정의에 따르면 혼란스러운 움직임의 속도(난류 속도)는 1km/s입니다. 방사형 방향의 준주기적 진동 운동이 광구에서 감지되었습니다. 이는 약 5분의 주기와 500m/수 주기의 속도 진폭으로 수천 킬로미터에 걸쳐 발생하며, 특정 장소의 진동이 사라진 다음 다시 발생할 수 있습니다. 관찰 결과, 세포의 중심에서 경계까지 수평 방향으로 움직임이 일어나는 세포의 존재도 나타났습니다. 이러한 움직임의 속도는 약 500m/초입니다. 세포의 크기(초과립)는 30,000km입니다. 초과립의 위치는 채층 네트워크의 세포와 일치합니다. 초과립의 경계에서는 자기장이 강화됩니다. 초과립은 표면 아래 수천 킬로미터 깊이에 있는 동일한 크기의 대류 세포를 반사하는 것으로 가정됩니다. 처음에는 광구가 연속적인 복사만을 생성하고 그 위에 위치한 반전층에 흡수선이 형성된다고 가정했습니다. 나중에 광구에는 선 스펙트럼과 연속 스펙트럼이 모두 형성된다는 것이 밝혀졌습니다. 그러나 스펙트럼 선을 계산할 때 수학적 계산을 단순화하기 위해 반전 레이어의 개념이 사용되는 경우가 있습니다.
흑점과 백반은 광구에서 종종 관찰됩니다. 흑점은 일반적으로 더 어두운 중심부(그림자)와 주변 반그림자로 구성된 어두운 형태입니다. 반점의 직경은 20만 킬로미터에 이릅니다. 때때로 그 지점은 밝은 경계선으로 둘러싸여 있습니다. 아주 작은 점을 모공이라고 합니다. 얼룩의 수명은 몇 시간에서 몇 달까지 다양합니다. 흑점의 스펙트럼은 광구의 스펙트럼보다 훨씬 더 많은 흡수선과 흡수대를 포함하며, 이는 스펙트럼 유형 KO의 별 스펙트럼과 유사합니다. 도플러 효과로 인한 지점 스펙트럼의 선 이동은 지점 내 물질의 움직임을 나타냅니다. 즉, 낮은 수준에서 유출되고 높은 수준에서 유입되며 이동 속도는 3,000m/초에 이릅니다. 1,000도(4500K 이하)에서 흑점과 광구의 선 강도와 연속 스펙트럼을 비교합니다. 결과적으로, 그 반점은 광구의 배경에 비해 어둡게 나타나고, 핵의 밝기는 광구의 밝기는 0.2 - 0.5이고, 반그림자의 밝기는 광구의 밝기의 약 80%입니다. 모든 흑점은 강한 자기장을 가지고 있어 큰 흑점의 경우 수천 에스테르의 강도에 도달합니다. 일반적으로 반점은 자기장 측면에서 단극성, 양극성 및 다극성 그룹을 형성합니다. 즉, 서로 다른 극성의 많은 반점을 포함하며 종종 공통 반그림자로 통합됩니다. 흑점 그룹은 항상 백반과 응집체, 홍염으로 둘러싸여 있습니다. 때때로 태양 플레어가 그 근처에서 발생하고 헬멧과 팬 광선 형태의 형성이 그 위에 있는 태양 코로나에서 관찰됩니다. 이 모든 것이 함께 태양의 활성 영역을 형성합니다. . 관찰된 지점과 활동 영역의 연평균 수와 이들이 차지하는 평균 면적은 약 1년 주기로 다양합니다. 11 연령.
이는 평균값이지만 태양 활동의 개별 주기 기간은 7.5~16년입니다. 태양 표면에서 동시에 볼 수 있는 가장 많은 수의 점은 주기에 따라 두 배 이상 달라집니다. 반점은 주로 5에서 30 0까지 확장되는 소위 왕실 구역에서 발견됩니다. 태양 적도 양쪽의 태양광 위도. 태양 활동 주기가 시작될 때 흑점 위치의 위도는 더 높고, 주기가 끝날 때는 더 낮으며, 위도가 높을수록 주기 주위에 흑점이 나타납니다. 더 자주, 두 개의 큰 흑점, 즉 반대 자기 극성을 갖는 머리와 후속 흑점과 여러 개의 작은 흑점으로 구성된 양극성 흑점 그룹이 관찰됩니다. 머리점은 태양 활동 주기 전체에 걸쳐 동일한 극성을 가지며, 이러한 극성은 태양의 북반구와 남반구에서 반대입니다. 분명히 그 반점은 광구의 움푹 들어간 곳이며 그 안에 있는 물질의 밀도는 같은 수준의 광구의 물질 밀도보다 낮습니다.
태양의 활성 영역에서는 백반이 관찰됩니다. 주로 태양 디스크 가장자리 근처에서 흰색 빛으로 보이는 밝은 광구 형성입니다. 일반적으로 발적은 반점이 나타나기 전에 나타나며 사라진 후에도 한동안 지속됩니다. 플레어 영역의 영역은 해당 지점 그룹의 영역보다 몇 배 더 큽니다. 태양 디스크의 백반 수는 태양 활동 주기의 단계에 따라 달라집니다. 백반은 태양 원반의 가장자리 근처에서 최대 대비(18%)를 가지지만 가장자리에서는 그렇지 않습니다. 태양 디스크 중앙에서 백반은 거의 보이지 않으며 대비가 매우 낮습니다. 토치는 복잡한 섬유 구조를 가지고 있으며, 그 대비는 관찰이 이루어지는 파장에 따라 달라집니다. 횃불의 온도는 광구의 온도보다 수백도 더 높으며, 1제곱센티미터의 총 방사선은 광구 방사선보다 3% 더 높습니다. 분명히 횃불은 광구보다 약간 위로 올라갑니다. 평균 존재 기간은 15일이지만 거의 3개월에 달할 수도 있습니다.
광구 위에는 채층이라고 불리는 태양 대기층이 있습니다. 특별한 망원경이 없으면 채층은 달이 광구를 완전히 덮는 개기일식 동안에만 어두운 원반을 둘러싸는 분홍색 고리로 볼 수 있습니다. 그러면 채층의 스펙트럼이 관찰될 수 있다. 태양 원반의 가장자리에서 채층은 관찰자에게 채층 스피큘의 개별 이빨이 튀어나온 고르지 않은 띠로 나타납니다. 스피큘의 직경은 200km, 높이는 약 10,000km, 스피큘 내 플라즈마 상승 속도는 최대 30km/초입니다. 태양에는 동시에 최대 25만 개의 스피큘이 있습니다. 단색광으로 관찰하면 개별 결절로 구성된 밝은 채층 네트워크가 태양 디스크에 표시됩니다. 작은 결절은 직경이 최대 1000km이고 큰 직경은 2000~8000km입니다. 큰 결절은 작은 결절의 클러스터입니다. 그리드 셀의 크기는 30,000km입니다. 채층 네트워크의 세포 경계에서 스피큘이 형성되는 것으로 믿어집니다. 채층의 밀도는 태양 중심에서 멀어질수록 감소합니다. 1입방센티미터당 원자 수는 광구 근처의 10 15개에서 채층 상부의 10 9개까지 다양합니다. 채층의 스펙트럼에 대한 연구는 광구에서 채층으로의 전이가 발생하는 층에서 온도가 최소값을 통과하고 채층 바닥 위의 높이가 증가함에 따라 다음과 같아진다는 결론에 도달했습니다. 8,000 켈빈, 고도 수천 킬로미터에서는 15,000 켈빈에 도달합니다. 채층에서는 최대 15·10 3 m/초의 속도로 가스 질량의 혼란스러운 이동이 있다는 것이 확립되었습니다. 채층에서는 일반적으로 응집체(flocculi)라고 불리는 빛의 형성이 활성 영역에서 보입니다. 수소 스펙트럼의 빨간색 선에는 필라멘트라고 불리는 어두운 형성이 보입니다. 태양 원반의 가장자리에서 필라멘트는 원반 너머로 튀어 나와 하늘을 배경으로 밝은 돌출부로 관찰됩니다. 대부분의 경우 필라멘트와 홍염은 태양 적도를 기준으로 대칭으로 위치한 4개 구역, 즉 +40 0 북쪽과 -40 0 태양광 위도 남쪽의 극지대와 태양 활동 주기가 시작될 때 약 30 0 부근의 저위도 구역에서 발견됩니다. 그리고 사이클이 끝나면 17 0이 됩니다. 저위도 지역의 필라멘트와 홍염은 잘 정의된 11년 주기를 나타내며, 그 최대값은 흑점의 최대값과 일치합니다. 고위도 홍염에서는 태양 활동 주기의 위상에 대한 의존성이 덜 뚜렷하며, 최대치는 흑점의 최대치로부터 2년 후에 발생합니다. 조용한 돌출부인 필라멘트는 태양 반경의 길이에 도달할 수 있으며 태양이 여러 번 공전하는 동안 존재할 수 있습니다. 태양 표면 위의 홍염의 평균 높이는 30,000km, 평균 길이는 200,000km, 너비는 5,000km입니다. A.B. Severny의 연구에 따르면 모든 돌출부는 운동의 성격에 따라 3개 그룹으로 나눌 수 있습니다. 즉, 정렬된 곡선 궤적-자기장 선을 따라 움직임이 발생하는 전자기; 무질서한 난류 운동이 우세한 혼돈(약 10km/초의 속도); 분출은 혼란스러운 움직임을 동반한 초기의 조용한 홍염의 물질이 갑자기 증가하는 속도(700km/초에 도달)로 태양으로부터 멀리 방출되는 현상입니다. 돌출부(필라멘트)의 온도는 5,000켈빈이고 밀도는 채층의 평균 밀도에 가깝습니다. 활발하고 빠르게 변하는 돌출부를 갖는 필라멘트는 일반적으로 몇 시간 또는 몇 분에 걸쳐 극적으로 변합니다. 홍염의 움직임의 모양과 성격은 채층과 태양 코로나의 자기장과 밀접한 관련이 있습니다.
태양 코로나는 태양 대기의 가장 바깥쪽이자 가장 약한 부분으로, 여러 태양 반경에 걸쳐 확장됩니다. 1931년까지 코로나는 달에 의해 가려진 태양 주위에서 은빛 진주 빛의 형태로 개기 일식 동안에만 관찰될 수 있었습니다. 헬멧, 팬, 관상 광선 및 극지 브러시와 같은 구조의 세부 사항이 크라운에서 명확하게 돋보입니다. 코로나그래프가 발명된 이후 태양 코로나는 일식 밖에서도 관찰되기 시작했다. 코로나의 전체적인 모양은 태양 활동 주기의 위상에 따라 변합니다. 최소 연도에는 코로나가 적도를 따라 강하게 늘어나고 최대 연도에는 거의 구형이 됩니다. 백색광에서 태양 코로나의 표면 밝기는 태양 디스크 중심의 밝기보다 백만 배 더 낮습니다. 그 빛은 주로 자유 전자에 의한 광구 방사선의 산란의 결과로 형성됩니다. 코로나의 거의 모든 원자는 이온화되어 있습니다. 코로나 바닥의 이온과 자유 전자의 농도는 1 cm 3 당 10 9 입자입니다. 코로나는 채층과 유사하게 가열됩니다. 가장 큰 에너지 방출은 코로나의 하부 부분에서 발생하지만 높은 열 전도성으로 인해 코로나는 거의 등온 상태입니다. 온도가 매우 천천히 바깥쪽으로 떨어집니다. 코로나의 에너지 유출은 여러 가지 방법으로 발생합니다. 코로나의 하부에서는 열전도율로 인한 하향 에너지 전달이 주요 역할을 합니다. 에너지 손실은 코로나에서 가장 빠른 입자가 이탈함으로써 발생합니다. 코로나의 외부 부분에서 대부분의 에너지는 태양풍(코로나 가스의 흐름)에 의해 운반됩니다. 이 속도는 태양으로부터 거리에 따라 표면에서는 수 km/초에서 표면에서는 450km/초로 증가합니다. 지구의 거리. 코로나의 온도는 10 6 K를 초과합니다. 코로나의 활성층에서 온도는 최대 10 7 K까지 더 높습니다. 소위 코로나 응축은 입자 농도가 수십 배 증가하는 활성 영역 위에 형성될 수 있습니다. 타임스. 코로나 내부 방사선의 일부는 철, 칼슘, 마그네슘, 탄소, 황 및 기타 화학 원소의 다중 이온화된 원자의 방출선입니다. 그들은 스펙트럼의 가시 부분과 자외선 영역 모두에서 관찰됩니다. 태양 코로나는 미터 범위의 태양 전파 방출과 활성 영역에서 여러 번 증폭되는 X선 방출을 생성합니다. 계산에서 알 수 있듯이 태양 코로나는 행성 간 매체와 평형을 이루지 않습니다. 입자의 흐름은 코로나에서 행성 간 공간으로 전파되어 태양풍을 형성합니다. 채층과 코로나 사이에는 상대적으로 얇은 전이층이 있는데, 이 층에서 코로나의 특징적인 값으로 급격한 온도 상승이 발생합니다. 그 조건은 열전도도의 결과로 코로나로부터의 에너지 흐름에 의해 결정됩니다. 전이층은 대부분의 태양 자외선 복사의 원천입니다. 채층, 전이층, 코로나는 태양으로부터 관측 가능한 모든 전파 방출을 생성합니다. 활성 영역에서는 채층, 코로나 및 전이층의 구조가 변경됩니다. 그러나 이러한 변화는 아직 잘 이해되지 않았습니다.(3]
채층의 활성 영역에서는 갑작스럽고 상대적으로 단기적인 밝기 증가가 관찰되며, 이는 한 번에 많은 스펙트럼 선에서 볼 수 있습니다. 이러한 밝은 형태는 몇 분에서 몇 시간까지 지속됩니다. 이를 태양 플레어(이전에는 채층 플레어라고 함)라고 합니다. 섬광은 수소선의 빛에서 가장 잘 보이지만, 때때로 가장 밝은 섬광은 백색광에서 볼 수 있습니다. 태양 플레어의 스펙트럼에는 중성 및 이온화된 다양한 원소의 수백 개의 방출선이 있습니다. 채층선에서 빛을 생성하는 태양 대기 층의 온도는 (1 -) · 10 4 K, 더 높은 층에서는 최대 10 7 K입니다. 플레어의 입자 밀도는 10 13 - 10 14에 이릅니다. 입방센티미터. 태양 플레어의 면적은 10 15 m2에 달할 수 있습니다. 일반적으로 태양 플레어는 복잡한 구성의 자기장을 가지고 빠르게 발전하는 흑점 그룹 근처에서 발생합니다. 이는 섬유 및 응집체의 활성화와 물질 배출을 동반합니다. 플래시가 발생하는 동안 많은 양의 에너지가 방출됩니다(최대 10 21 - 10 25 줄). 태양 플레어의 에너지는 초기에 자기장에 저장되었다가 빠르게 방출되어 국부적으로 가열되고 양성자와 전자가 가속되어 가스가 추가로 가열되고 전자기 복사의 다른 부분에서 빛이 나는 것으로 가정됩니다. 스펙트럼 및 충격파의 형성. 태양 플레어는 태양으로부터 자외선 복사를 상당히 증가시키며 X선 복사(때때로 매우 강력함)의 폭발, 무선 방출의 폭발, 최대 10 10 eV의 고에너지 미립자 방출을 동반합니다. 때때로 X선 방출은 채층의 빛을 증가시키지 않고 관찰됩니다. 일부 플레어(양성자 플레어라고 함)에는 태양 기원의 우주선에서 나오는 특히 강력한 에너지 입자 흐름이 동반됩니다. 양성자 플레어는 비행 중인 우주 비행사에게 위험을 초래합니다. 우주선 껍질의 원자와 충돌하는 고에너지 입자가 때로는 위험한 양의 X선과 감마 방사선을 생성하기 때문입니다.
PI 장. 태양 활동의 1년 주기와 그 원인
태양 활동 수준(활성 지역과 흑점의 수, 태양 플레어의 수와 세기 등)은 약 11 연령. 약 90년을 주기로 하는 11년 주기의 최대치 크기에도 약한 변동이 있습니다. 지구상에서는 유기 및 무기 자연의 여러 현상(자기장 교란, 오로라, 전리층 교란, 나무의 성장 속도 변화 등)에서 11년 주기를 추적할 수 있습니다. 11 연륜의 두께를 번갈아 가며 설정). 지구 과정은 또한 태양의 개별 활성 영역과 단기적으로 적극적으로 영향을 받지만 때로는 그 안에서 발생하는 매우 강력한 플레어에 의해 영향을 받습니다. 태양에 있는 별도의 자기 영역의 수명은 1년에 이릅니다. 이 지역으로 인해 발생하는 지구 자기권과 상부 대기의 교란은 27일(지구에서 관찰되는 태양의 자전 주기와 함께) 후에 반복됩니다. 가장 강력한 증상은 불규칙적으로 발생하며(보통 최대 활동 기간에 가깝습니다) 지속 시간은 5분이며 드물게 몇 시간입니다. 채층 플레어의 에너지는 10 25 줄에 도달할 수 있으며, 플레어 중에 방출되는 에너지 중 단지 1%만이 광학 범위의 전자기 복사입니다. 광학 범위에서 태양의 전체 복사와 비교하면 플레어 에너지는 높지 않지만 플레어의 단파 복사와 플레어 중에 생성된 전자, 때로는 태양 우주 광선이 X에 눈에 띄는 기여를 할 수 있습니다. -태양의 광선 및 미립자 방사선. 태양 활동이 증가하는 기간 동안 X선 방출은 30nm 범위에서 두 배, 10nm 범위에서 3배, 1~0.2nm 범위에서 100배 이상 증가합니다. 복사 파장이 감소함에 따라 태양의 전체 복사에 대한 활성 영역의 기여도가 증가하고 표시된 범위 중 마지막 범위에서는 거의 모든 복사가 활성 영역으로 인해 발생합니다. 0.2nm 미만의 파장을 갖는 경성 X선은 플레어 후 짧은 시간 동안만 태양 스펙트럼에 나타납니다.
자외선 범위(파장 180 nm)에서는 태양 복사량이 11년 주기로 1%만 변하며, 290 nm 범위에서는 거의 일정하게 유지되어 3.6에 이릅니다. 10 26와트.
지구가 태양으로부터 받는 에너지의 불변성은 지구의 고정적인 열 균형을 보장합니다. 태양 활동은 행성으로서의 지구의 에너지에 큰 영향을 미치지 않지만 채층 플레어의 개별 구성 요소는 지구상의 많은 물리적, 생물물리학적, 생화학적 과정에 큰 영향을 미칠 수 있습니다.
활성 영역은 미립자 방사선의 강력한 원천입니다. 활성 영역에서 행성 간 자기장 선을 따라 전파되는 약 1keV(주로 양성자)의 에너지를 가진 입자는 태양풍을 강화합니다. 이러한 태양풍의 증가(돌풍)는 27일 후에 반복되며 이를 반복성이라고 합니다. 플레어 중에도 비슷한 흐름이 발생하지만 에너지와 밀도가 훨씬 더 높습니다. 그들은 소위 산발적인 태양풍 교란을 일으키고 8시간에서 2일의 시간 간격으로 지구에 도달합니다. 매우 강한 "양성자" 플레어에서 나오는 고에너지 양성자(100MeV ~ 1GeV)와 태양 우주 광선의 일부인 10keV 에너지의 전자는 플레어 발생 후 수십 분 후에 지구에 도달합니다. 어느 정도 나중에 행성 간 자기장의 "함정"에 빠져 태양풍을 따라 움직이는 사람들이 나옵니다. 단파 복사 및 태양 우주 광선(고위도)은 지구 대기를 이온화하여 자외선 및 적외선 범위의 투명도가 변동하고 단전파 전파 조건이 변경되는 경우도 있습니다. , 무선 통신 중단이 관찰됩니다).
플레어로 인한 태양풍의 강화는 태양 측의 지구 자기권 압축, 외부 경계의 전류 증가, 태양풍 입자의 자기권 깊숙한 곳으로 부분 침투, 지구 복사에서 고 에너지 입자의 보충으로 이어집니다. 벨트 등 이러한 과정에는 지자기장(자기폭풍) 강도의 변동, 오로라 및 지구 자기장의 일반적인 교란을 반영하는 기타 지구물리학적 현상이 동반됩니다. 지구 물리학 현상에 대한 태양 (태양 폭풍)에 대한 활성 과정의 영향은 단파 복사와 지구 자기장을 통해 수행됩니다. 분명히 이러한 요소는 물리화학적 및 생물학적 과정의 주요 요소입니다. 지구상의 많은 과정이 11년 주기로 이어지는 전체 연결 고리를 추적하는 것은 아직 가능하지 않지만, 축적된 광범위한 사실 자료는 그러한 연결의 존재에 대해 의심의 여지를 남기지 않습니다. 따라서 11년 주기의 태양 활동과 지진, 농업 수확량, 심혈관 질환 수 등 사이에 상관 관계가 확립되었습니다. 이 데이터는 태양-지상 연결의 지속적인 활동을 나타냅니다.
우리는 트빌리시 천문대(Tbilisi Astronomical Observatory)의 데이터를 사용하여 해당 기간 동안 태양 활동의 변화를 시각적으로 구축하려고 했습니다. 1655년부터 1944년까지 그리고 다음과 같은 사실을 알아냈습니다.
태양 관찰은 대부분의 광학 장치가 고정되어 있고 태양 광선이 하나 또는 두 개의 움직이는 거울을 사용하여 망원경의 수평 또는 타워 마운트로 향하는 중소형 굴절 장치와 대형 반사 망원경을 사용하여 수행됩니다. 일식을 벗어난 코로나그래프(coronograph)라는 특별한 유형의 태양 망원경이 만들어졌습니다. 코로나그래프 내부에서는 특수한 불투명 스크린으로 태양이 어두워지고 있습니다. 코로나 그래프에서는 산란되는 빛의 양이 여러 번 감소하므로 일식 외부에서 태양 대기의 가장 바깥층을 관찰할 수 있습니다. 태양 망원경에는 종종 단일 스펙트럼 선에 비추어 관찰할 수 있는 협대역 필터가 장착되어 있습니다. 다양한 방사형 투명도를 갖는 중성 밀도 필터도 생성되어 여러 태양 반경 거리에서 태양 코로나를 관찰할 수 있습니다. 일반적으로 대형 태양 망원경에는 스펙트럼의 사진 또는 광전 기록 기능을 갖춘 강력한 분광기가 장착되어 있습니다. 분광기에는 스펙트럼 선의 Zeeman 분할 및 분극을 연구하고 태양 자기장의 크기와 방향을 결정하는 장치인 자력 그래프가 있을 수도 있습니다. 지구 대기의 세척 효과를 제거해야 할 필요성과 지구 대기에 흡수되는 자외선, 적외선 및 기타 스펙트럼 영역의 태양 복사에 대한 연구로 인해 대기 외부에 궤도 관측소가 만들어졌습니다. , 지구 대기 외부 표면의 태양 및 개별 형성의 스펙트럼을 얻는 것이 가능합니다.
때때로 그들은 태양 대기에 나타납니다. 활동 영역,그 수는 평균 약 11년의 주기로 정기적으로 변합니다.
활성 영역의 출현은 다음과 같이 표시됩니다. 흑점,광구에서 관찰됨. 그들은 작은 검은 점, 즉 모공 형태로 나타납니다. 며칠 내에 모공은 크고 어두운 형태로 변합니다. 일반적으로 이 반점은 방사상으로 길쭉한 정맥으로 구성된 덜 어두운 반그림자로 둘러싸여 있습니다. 그 반점은 태양 표면의 "구멍"처럼 보이지만 너무 커서 지구 크기의 "공"을 그 안에 쉽게 던질 수 있습니다.
매일 태양을 관찰하면 지점의 움직임을 통해 그것이 축을 중심으로 회전하고 약 27일 후에 하나 또는 다른 지점이 태양 디스크의 거의 동일한 위치로 돌아오는 것을 확인할 수 있습니다. 위도에 따라 태양의 회전 속도는 다르며, 적도 근처에서는 회전 속도가 더 빠르고 극지방에서는 속도가 느립니다.
반점이 나타나기 전에 광구의 작은 영역에 영역이 나타납니다. 토치,태양 디스크 가장자리에서 가장 잘 관찰됩니다. 횃불은 광구보다 수백 켈빈 더 뜨겁습니다. 횃불 위의 대기도 더 뜨겁고 밀도가 높습니다. 반점은 항상 태양 원반의 중앙 부분에서 거의 보이지 않는 백반으로 둘러싸여 있습니다. 활성 영역에서 기둥이 성장함에 따라 자기장은 특히 이후에 점이 형성될 수 있는 작은 영역에서 점차 강화됩니다. 그 지점에는 이온화된 가스의 모든 움직임을 막는 강한 자기장이 있습니다. 따라서 광구 아래 흑점 영역에서는 정상적인 대류가 중단되고 더 깊은 층에서 외부로의 추가 에너지 전달이 중단됩니다. 지점의 온도는 주변 광구보다 약 1000K 낮아서 어둡게 보입니다. 토치의 모양도 자기장으로 설명되지만 자기장은 더 약합니다. 대류를 멈출 수 없는 경우 대류 구역에서 상승하는 가스 제트의 움직임의 무작위 특성만 억제됩니다. 따라서 기둥에서 뜨거운 가스는 깊은 곳에서 더 쉽게 상승하여 주변 광구보다 더 밝게 만듭니다.
흑점 및 백반의 활성 영역의 크기와 위치는 대류 영역과 밀접한 관련이 있습니다. 개별 지점의 그림자는 일반적으로 노드에 위치한 대류 영역의 중간 계층의 하나 또는 여러 셀을 덮습니다. (경계의 교차점) 가장 깊은 층의 거대 세포. 일반적으로 반점은 전체 그룹에 나타나며, 둘가장 큰 지점은 그룹의 동쪽과 서쪽 가장자리에 하나씩 있으며 자기장의 극성이 반대입니다. 이러한 반점 그룹을 양극성.전체 양극성 그룹이 차지하는 영역은 대류 영역의 거대 세포와 크기가 일치합니다.
활성 영역 위의 채층과 코로나에서는 매우 흥미로운 현상이 많이 관찰됩니다.
여기에는 채층 플레어와 홍염이 포함됩니다(그림 9).
깜박임- 태양에서 가장 빠른 프로세스 중 하나입니다. 그들은 일반적으로 활성 영역의 특정 지점, 특히 수소 원자와 칼슘 이온에서 방출되는 광선의 밝기가 몇 분에 걸쳐 크게 증가한다는 사실로 시작합니다. 눈부신 광구보다 더 밝은 매우 강한 섬광이 있었습니다. 수십 분 동안 점화한 후 빛이 점차 약해져서 원래 상태로 돌아갑니다. 플레어는 자기장의 특별한 변화로 인해 발생하여 채층 물질의 급격한 압축으로 이어집니다.(그림 10) 폭발과 유사한 현상이 발생하고 매우 빠른 전하 입자와 우주선의 방향성 흐름이 형성됩니다. 코로나를 통과하는 이 흐름은 플라즈마 입자를 운반합니다. 입자는 진동하고 전파를 방출합니다.
플레어가 차지하는 작은 영역(고작 수십만 평방 킬로미터)은 매우 강력한 방사선을 생성합니다. 그것은 X선, 자외선과 가시광선, 전파, 초당 수천 킬로미터의 속도로 움직이는 빠른 입자(미립자), 우주선으로 구성됩니다. 이러한 모든 유형의 방사선은 지구 대기, 특히 상층부에 강한 영향을 미칩니다.
자외선과 X선은 지구, 주로 대기의 이온화된 상부 층인 전리층에 가장 먼저 도달합니다. 전파의 전파와 무선 전송의 가청도는 지구의 전리층 상태에 따라 달라집니다. 태양 자외선과 X선의 영향으로 전리층의 이온화가 증가합니다. 낮은 층에서는 짧은 전파가 강하게 흡수되기 시작합니다. 이로 인해 단파에서 무선 전송의 가청도가 약해집니다. 동시에 전리층은 긴 전파를 더 잘 반사하는 능력을 얻습니다. 따라서 태양 플레어가 발생하는 동안 멀리 있는 장파 라디오 방송국의 가청도가 갑자기 증가하는 것을 감지할 수 있습니다.
입자(소체)의 흐름은 태양에서 플레어가 발생한 지 약 하루 만에 지구에 도달합니다. 태양 코로나를 "돌파"하는 미립자 흐름은 물질을 구조의 특징인 장광선으로 끌어당깁니다.
지구 근처에서는 미립자의 흐름이 지구 자기장과 만나서 대전 입자가 통과하는 것을 허용하지 않습니다. 그러나 빠른 속도로 움직이는 입자를 멈추는 것은 어렵습니다. 그들은 장벽을 뚫고 지구를 둘러싼 자력선을 누르는 것입니다. 이로 인해 지구에는 자기장의 급격하고 불규칙한 변화로 구성된 소위 자기 폭풍이 발생합니다. 자기 폭풍 중에는 나침반 바늘이 불규칙하게 진동하여 사용할 수 없게 됩니다.
지구에 접근하면 태양 입자의 흐름이 지구를 둘러싸고 있는 매우 빠르게 충전된 입자 층으로 폭발하여 복사 벨트를 형성합니다. 이 벨트를 통과한 후 일부 태양 입자는 대기의 상층부로 더 깊이 침투하여 매우 아름다운 대기광(오로라)을 생성합니다.
따라서 태양 플레어는 중요한 결과를 초래하며 지구에서 발생하는 다양한 현상과 밀접한 관련이 있습니다. 활성 영역 위의 코로나에서도 흥미로운 현상이 발생합니다. 때때로 코로나의 물질이 밝게 빛나기 시작하고 그 흐름이 채층으로 어떻게 돌진하는지 볼 수 있습니다. 길이가 수만 킬로미터에 달하는 이 거대한 뜨거운 가스 구름을 눈에 띄는.(그림 9 ) 눈에 띄는 그들은 다양한 모양, 풍부한 구조, 개별 노드의 복잡한 움직임 및 급격한 변화에 놀라며 오랜 기간 동안 조용한 존재를 유지합니다. 홍염은 주변 코로나보다 밀도가 높고 온도가 낮으며 채층과 온도가 동일합니다. 홍염의 모양과 움직임은 자기장의 영향을 받습니다. 분명히 이러한 필드는 태양 대기에서 발생하는 모든 활성 현상의 주요 원인입니다.
태양 활동의 주기성은 자기장과 관련이 있습니다. 매일 태양의 반점을 세어 보면 쉽게 알 수 있습니다. 주기가 시작될 때 지점이 없거나 거의 없습니다. 이 시대를 일컬어 최저한의.그런 다음 그 지점은 태양 적도에서 멀리 나타납니다. 점차적으로 그 수와 양극성 그룹의 수가 증가하고 반점이 적도에 점점 더 가까워집니다. 3~4년 뒤에 오면 최고흑점은 태양에서 가장 많은 수의 활성 형성이 특징입니다. 그런 다음 태양 활동이 가라앉고 약 11 최소한 년이 다가오고 있습니다.
태양 활동의 전체주기 동안 양극성 그룹의 동일한 극성 순서가 유지되며 태양의 북반구와 남반구에서는 반대입니다. 예를 들어, 전체 주기 동안 북반구에서 그룹의 모든 서쪽 지점(선행이라고 함)이 북쪽 극성을 갖는 경우 동쪽 지점(꼬리)은 남쪽 극성을 갖습니다. 남반구에서는 그 반대이다. 다음 사이클에서는 극성 순서가 반드시 반대 방향으로 변경됩니다.
태양 활동의 주기성은 여전히 태양의 매혹적인 신비로 남아 있습니다.
최근 몇 년 동안에야 이 문제를 해결하는 데 더 가까이 다가갈 수 있게 되었습니다. 분명히 그것은 태양의 이온화된 물질과 일반적인 자기장의 복잡한 상호 작용과 관련이 있습니다. 이러한 상호 작용의 결과로 자기장이 주기적으로 증가하여 흑점 및 기타 활성 형성이 나타납니다.
태양은 수많은 별 중 하나이며, 자체 발광하는 뜨거운 가스 공입니다. 그러므로 태양을 연구함으로써 우리는 멀리 떨어져 있기 때문에 아직 상세한 연구에 접근할 수 없는 다른 많은 별에서도 발생해야 하는 과정에 대해 배웁니다.
제4장. 실험적인 부분.
최근 몇 년 동안 태양의 행동을 연구하고 흑점의 존재를 태양 활동의 11년 주기와 연결하여 흑점 중 하나의 면적을 계산했습니다. 계산에는 중앙 태양 디스크의 위치 각도와 위도에 대한 추가 데이터가 필요합니다.
직교격자를 사용하기 위해서는 태양원반 중심을 중심으로 한 위치각 β와 기하위도 β를 알아야 한다. 이 데이터는 천문 달력 연감에서 확인할 수 있습니다.
중심점에서 측정한 위치 각도 P는 투영 위치를 결정하는 각도입니다.
반점의 면적을 계산해 봅시다: α n = 0.2 mm
Ds = 12800km.
R 초 = 109 R 초
R = 6400km
R = 이미지 5cm 포함
R n =0.1mm(이미지)
Rs – Rs (이미지)
R n – R n (이미지)
R= 아르 자형 와 함께 * 아르 자형 피 에서 - 109 * Rз * 0,1 = 109 * 6400 =1395.2km
N,
아르 자형 시조브르 50 500
R n =0.218 R z
이 지점은 지구 반경의 20배이다.
S= pR 2 = z, 14(0.22R z )2=0.222(3.14·R 2 s) =0.22 2·S з =0.05·S з Sn=0.05·3.14·6400 2 =643·10 4 (KM 2)
이제 태양 활동을 결정해 봅시다. 1748년부터 점의 수에 따라 결정되었습니다. Wolf는 지점을 결정하는 숫자를 도입했는데, 이를 Wolf 번호라고 합니다.
W=K(f + 10q)
K는 망원경의 성능을 나타내는 숫자이고 f는 지점의 수입니다. q는 스팟 그룹의 수입니다.
q=2 W=7+ 10 2=27 f =7
피크 ≒200 지점
1940년부터 2005년까지의 Wolf 수를 고려하여 흑점을 결정합니다. 우리는 그래프를 만들었습니다.[l]
그래프는 11년 후에 관찰된 최대값과 최소값을 보여줍니다. 2005년 높은 태양 활동으로 인해 흑점의 수는 약 200개의 흑점으로 정점에 도달해야 합니다.
실험실 데이터를 분석하면서 1850년부터 1940년까지의 울프 수를 고려하여 흑점 그래프를 만들었습니다. 그리고 Ginzburg에 따르면 1632-1947년 동안 80-90년 주기의 태양 활동의 최소 주기 시대를 보여주는 그래프입니다.
결론.
이 천체물리학 분야의 연구는 매우 중요합니다.
첫째, 이론으로 예측할 수 없었던 태양에 의한 우주선의 변조현상이 실험적으로 발견되었다. 둘째, 11년 주기의 태양 활동에 대한 연구는 태양 플레어 및 지구에서 일어나는 다양한 현상과 관련이 있다. 이러한 연구를 통해 지구 온난화 현상과 특정 주기성을 지닌 기온 감소 현상을 분석하는 것이 가능해졌습니다. 이러한 연구를 바탕으로 지구 온난화는 태양 활동 증가 기간과 관련이 있다고 가정할 수 있습니다. 지난 2년 동안 우리는 태양 활동의 점진적인 감소를 관찰했으며, 지구의 온난화는 태양이 최고조에 달했던 이전 해에 비해 현저히 낮아질 것입니다.
따라서 실험적 천체물리학의 능력은 독특하고 강력한 현상에 대한 연구와 태양계와 은하계 전체의 복사 역사를 연구하는 데 매우 중요합니다.
사용된 문헌 목록
1. Ginzburg V.L., Syrovsky S.I., "우주 광선과 태양 변화의 기원"// 모스크바, 1963.
2. Ginzburg V.L., “11년 태양 활동 주기 연구” // 모스크바, 1968.
도먼 L.I. "우주 광선과 우주 탐사의 변형"// 모스크바, 1969. 4. 도먼 L.I., 미로시니첸코 L.I. "태양 우주 광선"// 모스크바, 1968.
5. Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I. "지구 자기장의 우주선"// 모스크바, 1971.
Koptev Yu.I., Nikitin S.A. 수집. 대중 과학 문헌 // 모스크바, 1987.
Klimishin I.A. "우리 시대의 천문학"// 모스크바, 1976.
